Slnečné dolce far niente  
Odysea opustili sily, po 17 a pol roku musel odísť do dôchodku. Slnečný disk je žiarivo čistý, po väčšinu dní bez jedinej škvrny. Aj slnečný vietor stráca dych – jeho nápor je najslabší za uplynulých 50 rokov merania.

 

Odyseus sa onedlho úplne odmlčí
Pred 18-timi rokmi, 6. októbra 1990, vyniesol raketoplán Discovery spoločnú ESA/NASA sondu Ulysses (Odyseus) na obežnú dráhu okolo Zeme. Odtiaľto si to, už pomocou vlastných motorov, zamierila k Jupiteru. Silná gravitácia najväčšej planéty Slnečnej sústavy sondu nielen urýchlila, ale výrazne pozmenila jej dráhu tak, že začala obiehať okolo Slnka takmer kolmo (pod uhlom 80,2 stupňa) na rovinu ekliptiky. Vďaka tomuto manévru od februára 1992 prelietava Ulysses po unikátnej obežnej dráhe ponad polárne oblasti Slnka (pozri animáciu). Pre nás pozemšťanov, čo našu najbližšiu hviezdu môžeme pozorovať len z roviny ekliptiky, tak už vyše 17 rokov poskytuje inak nedostupné informácie o štruktúre a zmenách slnečného magnetického poľa, emitovaného žiarenia a o slnečnom vetre - prúdoch nabitých častíc unikajúcich z povrchu Slnka. Pretože sonda počas svojej činnosti zvládla takmer tri celé oblety, merania poskytujú informácie pre všetky heliografické šírky, navyše opakovane v rôznom čase. To umožňuje porovnanie zmien. Hoci činnosť sondy bola 1. júla tohoto roka pre nedostatok energie oficiálne ukončená, vo veľmi obmedzenom režime však pracuje naďalej. O pár mesiacov sa stane už len nefunkčným hibernovaným dôkazom ľudskej túžby po poznaní. Aj tak Ulysses dodával cenné informácie o Slnku štyrikrát dlhšie, než mal v pracovnej zmluve.
 

Animace1

Sonda Ulysses (latinská podoba mena Odyseus). Animácia

 

 

Animace 2

Dráha sondy Ulysses, ktorú Jupiter svojou gravitáciou odklonil o 80,2 stupňa od roviny ekliptiky. Základné parametre dráhy: obežná doba okolo Slnka je 6,2 roka, najbližší bod k Slnku (perihélium) je vzdialený 1.34 AU (AU je astronomická jednotka; 150 miliónov km = priemerná vzdialenosť Slnko – Zem) a najvzdialenejší bod dráhy (afélium) je vo vzdialenosti asi 5.4 AU. Animácia

 

 

Zvětšit obrázek
Porovnanie meraní dynamiky slnečného vetra medzi 1. a 3. obletom sondy Ulysses okolo Slnka. Zelená krivka znázorňuje tlak slnečného vetra v rokoch 1992 až 1998, modrá v rokoch 2004 až 2008.

Pokles tlaku slnečného vetra
Analýza a porovnanie nameraných údajov zo sondy Ulysses viedli k prekvapujúcemu záveru – od polovice 90tych rokov priemerný tlak slnečného vetra - prúdu zo Slnka emitovanej plazmy (v závere článku je podrobnejšie vysvetlenie)- klesol o viac ako 20 %. V súčasnosti dosahuje najnižšie hodnoty počas jeho celého doterajšieho polstoročného merania. Rýchlosť slnečného vetra za uplynulé desaťročie poklesla len o 3 percentá, no teplota o 13 % a hustota emitovanej plazmy o celých 20 %.

Zvětšit obrázek
Grafické znázornenie heliosféry a magnetosféry Zeme. Heliosféra (oblasť, kde magnetické pole Slnka a slnečný vietor prevládajú nad vonkajšími intergalaktickými vplyvmi) je deformovaná intergalaktickými magnetickými poliami a kozmickým žiarením v smere pohybu Slnečnej sústavy Galaxiou. Magnetosféra Zeme – oblasť prevládajúceho magnetického poľa našej planéty – je podobne deformovaná tlakom slnečného vetra, pretože ide o prúd elektricky nabitých častíc.

Je veľmi pravdepodobné, že to súvisí s nameraným, až 30 percentným poklesom intenzity celkového slnečného magnetického poľa. Pretože vedci nemajú k dispozícii dostatočne dlhodobé záznamy meraní, nie je možné posúdiť, nakoľko je tento klesajúci trend neobvyklý. Aké sú však jeho dôsledky?
Heliosféra je vlastne magnetické pole Slnka, ktoré ionizovaná plazma slnečného vetra vydúva do obrovskej bubliny, takže tvorí akýsi neviditeľný magnetický obal Slnečnej sústavy. Pre nás pozemšťanov má význam v tom, že tvorí prvú nárazovú zónu pre prúdy vysokoenergetických častíc, ktoré do oblasti Slnečnej sústavy prilietavajú z vesmíru – pre kozmické žiarenie. Jeho zdrojom môžu byť napríklad deje v okolí čiernych dier, prípadne výbuchy supernov. Práve kombinácia poklesu tlaku slnečného vetra a poklesu intenzity slnečného magnetického poľa znamená aj oslabenie tohoto prirodzeného ochranného štítu. Potvrdzujú to aj doposiaľ nezverejnené údaje sondy Ulysses, ktoré dokumentujú o 20 % vyšší počet zaregistrovaných vysokoenergetických (energie v GeV) elektrónov, ktoré tvoria malú (cca 1%), ale smerodajnú zložku kozmických lúčov. Zem má našťastie vlastné ochranné bariéry v podobe vrstvy hustej atmosféry a vlastného geomagnetického poľa. A práve čím menej je toto naše planetárne magnetické pole slabším slnečným vetrom ovplyvnené, tým k menším výkyvom – geomagnetickým búrkam – dochádza. Menej porušené geomagnetické pole tak poskytuje o niečo lepšiu ochranu pred prienikom energetických ionizovaných častíc. Zvýšený prienik kozmického žiarenia do vnútornej medziplanetárnej oblasti Slnečnej sústavy znamená zvýšené riziko najmä pre kozmonautov.


 

Tento rok je takmer nepoškvrnený
Pokles intenzity heliomagnetického poľa je (aj) následkom súčasnej minimálnej fázy slnečnej aktivity, ktorá sa mení v približne 11 ročnej perióde. Tento cyklus charakterizuje postupný niekoľkoročný nárast a opätovný pokles výskytu rôznych zaujímavých, neraz dramatických javov na povrchu Slnka. Aj keď práve pojem „povrch Slnka“ je nejednoznačný, pretože ide o plynné prostredie s vrstvami rôznych vlastností. To, čo našim zrakom vidíme ako žiarivý disk je fotosféra s niekoľko sto kilometrovou hrúbkou. Práve v tejto vrstve vznikajú známe slnečné škvrny, ktorých priemer sa meria v tisíckach až v desiatkach tisícok kilometrov. Zväčša sa objavia na niekoľko dní, ale niektoré zanikajú už po pár hodinách, či naopak, pretrvávajú aj celé týždne. Sú to oblasti so silným magnetickým poľom (asi desaťtisíc krát silnejším než je magnetické pole na povrchu Zeme), ktoré bráni výstupu horúcej plazmy z hlbších vrstiev na povrch. Preto tu vznikajú chladnejšie (asi 4 000 oC) plochy, ktoré sa vzhľadom na teplejšie (takmer 6 000 oC) svetlé okolie javia ako tmavé škvrny. Počet slnečných škvŕn je najdôležitejším indikátorom miery slnečnej aktivity. A práve rok 2008 patrí z tohto hľadiska medzi extrémne. 27. september (září) bol dvestým dňom, kedy na Slnku nebola pozorovaná žiadna škvrna. Naposledy bol takým rokom rok 1954 s 241 nepoškvrnenými dňami. Do Silvestra však chýbajú tri mesiace, takže rok 2008 môže ešte stále s extrémnymi rokmi 1912 a 1913 vytvoriť trojicu rekordérov v tejto disciplíne za uplynulých sto rokov. Súčasné minimum slnečnej aktivity je nielen výrazné, ale aj pomerne dlhotrvajúce. Pozorujeme ho už tretí rok. Pred siedmimi rokmi, v roku 2001, bola situácia opačná a množstvo škvŕn na slnečnom kotúči prezrádzalo maximum solárnej aktivity.

 

 


27. september 2001 a 27. september 2008.  Obdobie maxima  a  obdobie minima slnečnej aktivity.

 

 

 

Roky s najväčším počtom dní bez slnečných škvŕn za posledných 50 rokov

 

 

 „Táto situácia nám poskytuje možnosť študovať Slnko bez komplikácií spôsobovaných slnečnými škvrnami,“ pochvaľuje si Dean Pesnell z Goddardovho centra pre vesmírne lety (Goddard Space Flight Center). „Práve teraz máme v histórii najlepšie technické vybavenie na pozorovanie Slnka v podobe flotily sond zameraných na výskum jeho fyziky – SOHO, Hinode, ACE, STEREO a ďalšie. Počas tohto dlhého slnečného minima môžeme získať nové poznatky“. Súčasné pokojné Slnko poskytuje unikátne pozorovacie podmienky nielen pre astrofyzikov skúmajúcich podrobnosti v slnečnom žiarení, ale aj pre helioseizmológov, ktorí odhaľujú vnútornú štruktúru Slnka pomocou analýz seizmických vĺn pozorovateľných na jeho povrchu. Aby sa vedci z NASA o oboch javoch dozvedeli čo najviac, zostrojili sondu SDO (Solar Dynamics Observatory) a práve ju podrobujú záverečným testom. Chceli by ju vyslať na výskumnú púť skôr, než sa Slnko zobudí do obdobia zvýšenej aktivity. 

 

 

Zvětšit obrázek
V polárnych oblastiach 1 a 3 sú rozsiahle koronálne diery odkiaľ vanie rýchly slnečný vietor s nižšou hustotou plazmy. Rovníková oblasť 2 je zdrojom pomalej, ale hustejšej zložky slnečného vetra. Graf znázorňuje rýchlosť slnečného vetra a hustotu protónov v závislosti od heliografickej šírky. Žltý pás označuje oblasť ekliptiky. Situácia zodpovedá obdobiu s nižšou aktivitou Slnka

O slnečnom vetre podrobnejšie
Slnečné žiarenie pokrýva celé elektromagnetické spektrum od rádiových vĺn až po gama lúče. Najintenzívnejšie je však v oblasti viditeľného svetla, čo je elektromagnetické žiarenie s vlnovou dĺžkou cca 380 – 750 nm. Z povrchu Slnka však do priestoru neustále prúdi aj plazma – emisie nabitých častíc, prevažne elektrónov a protónov, ktoré nazývame celkom poeticky: slnečný vietor.  Len hmota, ktorá má dostatočnú únikovú rýchlosť sa môže odpútať z pôsobenia silnej gravitácie Slnka. Aj slnečný vietor dosahuje nepredstaviteľné rýchlosti – stovky kilometrov za sekundu, milióny kilometrov za hodinu. Má dve hlavné zložky: 1/ pomalú, v ktorej častice dosahujú rýchlosť okolo 400 km/s a ich zdrojom je koróna a 2/ rýchlu, s časticami letiacimi priemerne 750 km/s, ktoré pochádzajú zo slnečnej fotosféry. Hlavnou produktívnou oblasťou pomalého slnečného vetra v období minima slnečnej aktivity je pás okolo slnečného rovníka do +/- 30 až 35° heliografickej šírky. S rastúcou aktivitou sa oblasť emisie rozširuje smerom k pólom. V štádiu maximálnej slnečnej aktivity pomalý slnečný vietor prúdi aj zo samotných polárnych oblastí. Rýchly slnečný vietor vanie z takzvaných koronárnych dier. Sú to chladnejšie a teda aj tmavšie miesta v slnečnej koróne s nižšou hustotou plazmy. V nich z koróny do priestoru vychádzajú siločiary magnetických polí, ktoré nevytvárajú uzavretú slučku smerom späť. Pozdĺž týchto otvorených siločiar prúdi plazma rýchlej zložky slnečného vetra do medziplanetárneho priestoru. V období minima slnečnej aktivity sa koronárne diery nachádzajú v polárnych oblastiach, no v období maxima kdekoľvek v slnečnej koróne. Samotným zdrojom plazmy sú však konvektívne prúdy ústiace v slnečnej fotosfére. Magnetické polia časť horúcej plazmy zachytia a transportujú do úzkych koronárnych komínov, ktoré sú vo výške asi 20 tisíc kilometrov nad fotosférou.

 

 


Meranie slnečného vetra sondou Ulysses počas dvoch obehov okolo Slnka. Ľavý obrázok znázorňuje situáciu v dobe minima slnečnej aktivity, kedy pomalý slnečný vietor prúdi najmä z oblasti okolo slnečného rovníka, rýchly slnečný vietor prevláda vo všetkých vyšších heliosférických šírkach. Magneticke pole je výrazne dipólové. Obrázok vpravo zobrazuje situáciu počas obdobia maxima slnečnej aktivity. Rozloženie oboch zložiek slnečného vetra (pomalej a rýchlej) je oveľa chaotickejšie, ale pomalší slnečný vietor prevláda. Magnetické pole je veľmi premenlivé a multipolárne. Oblasti s modrou krivkou zodpovedajú siločiaram vstupujúcim do Slnka, oblasti s červenou krivkou naopak siločiaram vystupujúcim zo Slnka. Kredit: Southwest Research Institute and the Ulysses/SWOOPS team

 

 


Anatómia Slnka a javy, ktoré je možné v jednotlivých vrstvách pozorovať
Prominence – protuberancia, Sunspot – slnečná škvrna, Coronal hole – koronárna diera, Flare – slnečná erupcia

Zdroje: Science@NASA1, 2
Stránky sondy Ulysses
Wikipedia a ďalšie

Datum: 03.10.2008 01:56
Tisk článku

Jak postavit vesmír - Od velkého třesku po konec vesmíru - Gilliland Ben
 
 
cena původní: 399 Kč
cena: 319 Kč
Jak postavit vesmír - Od velkého třesku po konec vesmíru
Gilliland Ben
Související články:

Tajemství tříletého slunečního spánku     Autor: Dagmar Gregorová (17.03.2010)
Astrofotograf roku 2006     Autor: Redakce (26.01.2007)



Diskuze:

Žádný příspěvek nebyl zadán



Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni












Tento web používá k poskytování služeb, personalizaci reklam a analýze návštěvnosti soubory cookie. Používáním tohoto webu s tím souhlasíte. Další informace