Nová data mění pohled na heliosféru  
Již ani oblast působení slunečního větru a magnetického pole naší hvězdy není, jako (podle představ) bývala.

 

Zvětšit obrázek
Hvězdy se řítí svými galaxiemi obklopeny bublinami magnetických polí a ionizovaného plynu, které mají vpředu tvar více nebo méně otevřeného oblouku a ve směru pohybu se prodlužují do ohonů podobných těm u komet letících v blízkosti Slunce.Výrazné, dobře pozorovatelné astrosféry jsou základem úvah o naší heliosféře. Kredit: NASA/Goddard Space Flight Center

Pohledem zevnitř se snažíme zkoumat fasádu Sluneční soustavy
Kde má hranice Sluneční soustava? Tam, kde Slunce ztrácí svou nadvládu a hlavní roli přebírají vnější fyzikální interakce – gravitace jiných těles, mezihvězdná magnetická pole, mezihvězdná hmota. To se sice lehce napíše, jenže v některých ohledech se výzkum našeho vesmírného domova podobá situaci, kdy člověk hledí přes zavřené okno nějakého domu do ulice. Vidí sice, jak vypadají domy v jeho dohledu, pokud ale nevyjde ven, zevnějšek toho vlastního je pro něj těžko řešitelnou tajenkou. Je to daň za výhodu, kterou nabízí detailní pohled na interiér, což umožňuje vytvářet si představu, jak to vypadá uvnitř domů přes ulici.

 

Průzkum přímo nepozorovatelných a pro sondy příliš vzdálených jevů není vůbec jednoduchý. To bezpochyby platí o hraničních oblastech heliosféry – oblasti převládajícího vlivu sluneční magnetosféry a slunečního větru, tedy nepřetržitého proudu nabitých částic, převážně protonů a elektronů, který z naší hvězdy vane do všech směrů rychlostí několika set kilometrů za sekundu (běžně mezi 350 až 700 km/s – podrobněji např. zde). Ve Slunci se soustřeďuje 99,8 procent hmoty celé soustavy a Jupiter spolu se Saturnem pak zabírají téměř 90 % zbytku, a tak na cestě meziplanetárním prostorem slunečnímu větru mnoho překážek nestojí. Interakce s hmotou, případně s magnetickými poli planet jsou lokální záležitostí. Letící sluneční částice se ale daleko za planetárními oběžnými dráhami utkávají s jinou opozicí – s  mezihvězdnou hmotou.

Zvětšit obrázek
Vnitřní heliosféra obklopená vnějším heliopláštěm a obtékaná siločárami okolního mezihvězdného pole. Směr jeho vektoru znázorňují šipky. Relativní rychlost Sluneční soustavy vůči mezihvězdné hmotě je téměř 84 tisíc kilometrů za hodinu. Je to závratná rychlost, přesto o 11 250 km/h menší, než se předpokládalo. Podle nových výsledků se v čele heliopauzy netvoří turbulentní rázová vlna. Je možné, že silnější mezihvězdné pole formuje i helioplášť do více kulovitého tvaru, než znázorňuje obrázek. Červený IBEX – pás označuje oblast nejvíce stlačovanou vnějším magnetickým polem, která je zdrojem vysoce energetických neutrálních atomů registrovaných sondou IBEX více zde. Upraveno podle zdroje SWR

 

Prázdno mezi hvězdami
Z hlediska vzduchoprázdna, jaké jsme schopni vytvořit na Zemi – okolo 100 částic na centimetr krychlový - je náš meziplanetární i vzdálený mezihvězdný prostor velmi kvalitním vakuem. I když každou hodinu sluneční vítr odvane ze Slunce v průměru téměř 7 miliard tun plazmatu, prostor příliš nevyplní a ve vzdálenosti zemské orbity (150 milionů km) je jeho průměrná hustota okolo 8 částic/cm3 a s rostoucí vzdáleností tato hodnota dramaticky klesá.


Mezihvězdná hmota, pokud není koncentrována v prachoplynných mracích nebo mlhovinách, je ještě bídnější. Navzdory dojmu, který pojmenování navozuje, vyplňuje asi 98 % objemu Galaxie téměř dokonalým vzduchoprázdnem, v němž 99 % hmoty tvoří plyn s hustotou v přepočtu 0,1 částice na centimetr krychlový. Zbylé 1 % připadá na kosmický prach – převážně do půl mikrometru „velká“ zrníčka uhlíku, kovů, křemičitanů, vodního ledu… s hustotou 1 částice na asi milion metrů krychlových. Na hranici heliopláště neboli heliosférické obálky (heliosheath), ve vzdálenosti zhruba sto násobně větší, než je vzdálenost Slunce – Země a víc než dvojnásobně větší než je největší vzdálenost Slunce – Pluto (v aféliu), dochází k souboji dvou extrémně řídkých, navzájem téměř opačným směrem se pohybujících plynných médií – slunečního větru a mezihvězdné hmoty, a dvou různých, velmi slabých magnetických polí v řádu jednotek mikrogaussu, což je sto tisíckrát méně, než je intenzita geomagnetického pole na povrchu Země. Přesto sluneční magnetické pole zvládá odklonit od oblasti planetární soustavy 90 % kosmických paprsků - vysoce energetických nabitých částic (protonů, alfa částic…), které přilétají k hranicím heliosféry. Jen asi 10 procentům z nich se tento magnetický štít podaří prolomit. Slunce svůj prostor před vnějšími vlivy částečně chrání.


Jak rychle proplouváme Mléčnou dráhou?
Vzájemná interakce mezihvězdné hmoty a slunečního větru závisí na mnoha faktorech, mezi které patří relativní rychlost pohybu Slunce vůči vnějšímu prostředí. Že se ze Země nezkoumá lehce, dokazují rozdílné výsledky dosažené různými studiemi. Například ne tak dávno se pro naši oběžnou galaktickou rychlost okolo centra Mléčné dráhy uváděly hodnoty 200 až 220 km/s. V lednu 2009 američtí astronomové z Harvard-Smithsonian center for astrophysics zveřejnili výsledky své studie, jimiž nás „urychlili“ až na necelých 270 km/s, tedy 960 000 kilometrů za hodinu.


Jenže tato závratná rychlost není naše vlastní, hlavní složku v ní představuje rotace celé Galaxie. Jak rychle ale prolétáme okolní mezihvězdnou hmotou? Ta hodnota je podstatně menší, a jak naznačují analýzy měření sondy IBEX (Interstellar Boundary Explorer), je to 83 700 km/h, což je o 11 250 km/h méně, než se dosud předpokládalo. Mezinárodní americko-rusko-polsko-německý tým výsledky publikoval v časopisu Science, přesněji v jeho předpremiérovém vydání Science Express.

Zvětšit obrázek
Horní obrázek: Klasická představa o tvaru heliosféry odpovídá tomu, co pozorujeme u jiných hvězd – helioplášť ve tvaru velké kapky orientované ve směru pohybu Sluneční soustavy Galaxií. V čele heliopauzy vzniká rázová vlna. Kredit: NASA/Walt Feimer Dolní obrázek: Výsledky měření sondy Cassini naznačují, že helioplášť možná nemá tvar obrovské kapky nebo komety, nýbrž ho okolní magnetické pole svírá do tvaru obrovské koule. Kredit: Johns Hopkins University APL

Bez čelní rázové vlny a ohonu?
Z měření našich vzdálených poslů, obou už 34letých Voyagerů vyplývá, že vnější mezihvězdné magnetické pole, jímž Sluneční soustava proplouvá, je dvakrát intenzivnější, než se předtím předpokládalo (stále ale jde o desetiny nanotesla!). Obě sondy poskytují první přímá měření, protože již proletěly hranicí heliosféry (ne Sluneční soustavy), takzvanou terminační vlnou, kde v důsledku srážek s částicemi mezihvězdné hmoty prudce klesá rychlost slunečního větru z nadzvukové rychlosti (asi 400 km/s) na podzvukovou (hranice je okolo 100 km/s) a turbulence zvyšují hustotu hmoty. Voyagery nyní překonávají oblast heliopláště (heliosheath), v němž zpomalený proud částic slunečního větru vede s částicemi mezihvězdné hmoty již vyrovnaný souboj. Hranice, za níž má cizí vesmírná armáda iontů, atomů, molekul a kosmického prachu již navrch, se nazývá heliopauzou. Ve směru pohybu Sluneční soustavy by se na čelní, „nárazníkové“ straně heliopauzy měla vytvářet turbulentní rázová vlna, rázový oblouk – bow shock. Jenže nevytváří, jak naznačují počítačové modely, které vědci nakrmili novými údaji. Zmíněná nižší relativní rychlost Slunce vůči mezihvězdné hmotě a silnější okolní mezihvězdné magnetické pole mají na svědomí, že si představu o charakteru vnější oblasti heliosféry, kterou znázorňuje horní obrázek vpravo, budeme muset s velkou pravděpodobností poopravit. A to možná není jediná změna.

 

Koncem roku 2009 mezinárodní tým astronomů spolupracujících na projektu Cassini-Huygens přišel s překvapivým závěrem analýz měření energetických neutrálních atomů vznikajících na vnější hranici heliopláště. Tvar této přechodné vrstvy mezi oblastí dominantního působení slunečního větru a královstvím mezihvězdné hmoty se prý nepodobá gigantické kapce prodloužené ve směru vlastního pohybu Sluneční soustavy, jak se předpokládalo a doposud často uvádí, nýbrž ji intenzivnější mezihvězdné magnetické pole a tlak mezihvězdné hmoty formuje do více kulatého tvaru. Magnetické siločáry ji musí kvůli působení sluneční magnetosféry obtékat, což způsobuje jejich zhuštění okolo heliopláště, a tedy i lokální zvýšení intenzity vnějšího pole. Názorně to dokumentuje následující video, v němž je šedou barvou zobrazena vnitřní heliosféra a barevně pak helioplášť, kterého doslova svírají okolní deformované siločáry mezihvězdného magnetického pole. Žlutá a zejména červená barva znázorňují oblasti největšího tlaku.

 

 

Video: Slunce podle vědců analyzujících měření sondy IBEX Interstellar Boundary Explorer proplouvá okolní mezihvězdnou hmotou pomaleji než se předpokládalo. Podle jejich výpočtů protisměrný proud mezihvězdné hmoty narážející na zpomalené částice slunečního větru netvoří na čele heliopláště turbulence v podobě nárazové vlny, nýbrž přechod je mnohem pozvolnější. Představit si to můžeme jako víření vody před kamenem uprostřed rychle tekoucího potoka a jeho poklidné omývání pomalejší vodou. Sonda IBEX zkoumá složení řídké, s vysokou převahou plynné hmoty v okolním mezigalaktické prostředí a její interakci se slunečním větrem na hranicích heliosféry. Kredit: NASA Goddard Space Center


 

Je tedy stále co bádat ve vnějších oblastech heliosféry. V odpovědích na mnohé otázky budeme ještě dost tápat do dob, než získáme potřebná data ze sond, které budou heliopláštěm prolétat v různých směrech.


Tisková beseda s novináři o předběžných výsledcích projektu IBEX, která se na půdě NASA uskutečnila v roce 2009.

 


Zdroj: NASA/IBEX, další  - viz odkazy v textu

Datum: 16.05.2012 12:53
Tisk článku

Na lovu kozorožce - Kříženecký Ondřej
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 250 Kč
cena: 215 Kč
Na lovu kozorožce
Kříženecký Ondřej

Diskuze:

Stanislav Kaštánek,2012-05-17 23:39:29

Admine, četl jsem tady větší amatérizmus, než jsem napsal do diskuze já- celé články blíže nejmenovaného amatéra o klimatu. Nevím i nadále, jestli píšu do správného místa Odpovědět vidím jen jednou a nemusíte mít starost, už o diskuzi, kdy za 20 řádek dostanu 10 řádek napomínání zas tak moc nestojím.

Odpovědět


Pane Kaštánku

Pavel Brož,2012-05-18 08:40:01

odpovím za admina, jelikož s ním často komunikuji a vím, že je extrémně vytížený. Stávající diskuzní systém má své mouchy, ví se o tom a plánuje se jeho změna. Přidávání příspěvků do vláken je takové místní know-how, které se předává mezi diskutéry, svého času jsem jej tak také získal, takže předávám dále. Pro správné přidání příspěvku je klíčové pořadí operací - nejprve se přihlásit, pak kliknout na vypsat celou diskuzi, a pak kliknout na link odpovědět u konkrétního příspěvku. Tj. i když už máte vypsanou celou diskuzi a teprve potom se přihlásíte, musíte opět znovu kliknout na vypsat celou diskuzi.

Odpovědět

dobře

Stanislav Kaštánek,2012-05-17 09:24:18

Dobře, takže hustotní ( zvuková) vlna ve směru od Slunce ve vzdálené heliosféře ztrácí rychlost ( z 400 km/s asi na 100 km/s) díky střetávání s mezihvězdnou hmotou opačného směru.

Odpovědět


Dagmar Gregorova,2012-05-17 09:53:03

Proč se tak vytrvale snažíte nepochopit? Klesne ne rychlost hustotní vlny, ale rychlost slunečního větru (!) která byla před terminační vlnou větší, než by se daným prostředím šířila zvuková vlna... a když klesne na hodnotu, která je nižší než by se daným prostředím šířila tato zvuková vlna, vytvoří se terminační vlna. Ta není nijak předem daná, vytváří ji právě tato změna rychlosti.
Podívejte se prosím na analogii vody proudící po rovném povrchu:
http://en.wikipedia.org/wiki/File:Termination_shock_in_sink.jpg
Na začátku je její rychlost vyšší, než je rychlost, kterou by se vodou za daných podmínek šířil zvuk. Když tato rychlost klesne pod rychlost zvuku (rychlost šíření se hustotní oscilace), vyváří to rázovou terminační (šokovou) vlnu. Dochází k turbulencím, v stlačitelném médiu (což voda v podstatně není) k zvýšení hustoty, (voda se musí v důsledku změny objemu zvlnit, nemůže se "zahustit")...
Jestli jde o ionizovaný plyn který "nese" magnetické pole, pak dochází i k zvýšení jeho intenzity. Ale to je jaksi navíc, spíš jako dodatek k článku.

Takže ještě jednou - porovnávají se rychlost pohybu částic slunečního větru s rychlostí, kterou by se daným prostředím šířila hustotní deformace.

Odpovědět


Pro pana Kaštánka

Admin Osel,2012-05-17 10:01:45

Pane Kaštánku, pokud diskutujete k stale te same veci, zkuste udrzet vlákno a nezacinat stale nove.

Odpovědět


Re

Vít Výmola,2012-05-17 11:58:06

Odpovědět


Re: admin

Vít Výmola,2012-05-17 11:59:28

No, jo, Admine, ale když ono to ve stávajícím redakčním systému vůbec není jednoduché. Člověk už musí znát ten správný trik, aby toho docílil - a i tak se to občas poplete.

Odpovědět


ad diskuzní systém

Pavel Brož,2012-05-17 14:27:53

pokud věci dopadnou, jak Josef Pazdera plánuje, tak diskuzní systém by měl být v dohledné době nahrazen systémem Disqus. Tam by problémy se špatným zařazováním příspěvků do vláken měly být menší (píšu menší místo eliminovány, protože se mi při zkoušení systému Disqus taky podařilo pár nešvarů nalézt, celkově by to mělo být ale o něco lepší).

Odpovědět

šíření zvuku ve vakuu asi ne

Stanislav Kaštánek,2012-05-16 20:23:15

Pane Boži,
http://www.techmania.cz/edutorium/art_exponaty.php?xkat=fyzika&xser=416b757374696b61h&key=662
Prázdný prostor nevede zvuk, rychlost v plynech závisí podle Poissonovy rovnice na odmocnině z tlaku/ hustotou.
Jinak řečeno, řešit rychlost zvuku v kosmickém vakuu asi 10 řidším, než vakuum pozemském, je cosi divně. Když se řekne rychlost zvuku a nic dál, tak se myslí ve vzduchu, čili 0,34 km/s

Odpovědět


Pane Kaštánku

Pavel Brož,2012-05-16 21:35:01

zvukem je ve fyzice obecně označováno šíření hustotních vln. Když se řekne ve fyzice rychlost zvuku, a priori se tím automaticky míní rychlost šíření hustotních vln v příslušném prostředí. Hustotní, tedy zvukové vlny, se šíří ve všech známých skupenstvím, ve skupenství pevném (jako jsou např. kovy, krystalické, ale i amorfní látky), ve skupenství kapalném (např. ve vodě), ve skupenství plynném (všechny druhu plynů) a dokonce ve skupenství plazmatickém (jako je např. meziplanetární a mezihvězdná hmota, často nepřesně označovaná jako vakuum - ve skutečnosti se jako vakuum přibližně jeví pouze při srovnání s plyny v pozemských podmínkách, sluneční vítr má ale ve ve skutečnosti naprosto nepřehlédnutelný vliv např. na zemskou magnetosféru).

Mimochodem, pro malé kmity a homogenní prostředí se šíření zvuku řídí vlnovou, nikoliv Poissonovou rovnicí. Pro komplikovanější prostředí je samozřejmě nutné zohlednit nejen nehomogenitu či nelinearity prostředí (což hraje roli např. v defektoskopii, ale také třeba při zkoumání Země studiem šíření zvukových vln z zemském nitru, ale také při předpovědích šíření zemětřesení - seismické vlny jsou opět zvukové vlny), ale také stavovou rovnici prostředí (zvukové vlny se samozřejmě šíří zcela dosti odlišně v granulárních prostředích, medu či asfaltu ve srovnání s vodou, vzduchem či kovem).

V plazmě lze rychlost zvuku definovat např. jako rychlost podélných hustotních fluktuací, viz např. ion sound velocity na http://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_parameters - pro pohodlí zde uvedu vzoreček: c_s=odmocnina(gama*Z*k*T_e/m_i), kde gama je adiabatický faktor (číselná hodnota řádu jednotek, závislá na struktuře iontu), Z je náboj iontu, k je Boltzmanova konstanta, T_e je teplota elektronového plynu, m_i je hmotnost iontu).

Odpovědět


zkusím doplnit

Dagmar Gregorova,2012-05-16 22:58:23

Pane Kaštánku, zkuste si přečíst tuto odpověď:
http://www.astronomycafe.net/qadir/ask/a11650.html

je to sice v angličtině, ale podané "lidově" srozumitelným jazykem. Parametry zmíněné v této odpovědi na dotaz, jestli je ve vesmíru zvuk, se vztahují k podmínkám v oblasti zemské oběžné dráhy, ne ve vzdálenosti terminační vlny.

Odpovědět

nadzvuková rychlost

Stanislav Kaštánek,2012-05-16 19:04:51

V článku se píše :"kde v důsledku srážek s částicemi mezihvězdné hmoty prudce klesá rychlost slunečního větru z nadzvukové rychlosti (asi 400 km/s) na podzvukovou (hranice je okolo 100 km/s).
Je to zmatečné, rychlost zvuku ve vzduchu je asi 340 m/s, čili 0,34 km/s.
Jinak dobrý článek

Odpovědět


nenechte se mýlit

Pavel Brož,2012-05-16 19:49:51

Rychlost zvuku ve vzduchu coby 340 m/s platí pouze za normální teploty a tlaku. V meziplanetárním prostředí je jednak jiné prostředí (sluneční vítr tvoří převážně nabité částice, tedy vlastně extrémně řídká plazma), a jednak kinetická energie částic slunečního větru (tedy v podstatě jeho teplota), je také úplně jiná, než ve vzduchu.

Odpovědět

Hezké,

Tomáš Bartoň,2012-05-16 16:23:41

díky.

Odpovědět


:)

Dagmar Gregorova,2012-05-16 22:59:34

díky

Odpovědět




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