Zvedáme hlavu k obloze a abychom dohlédli hlouběji do nesmírných vesmírných dálek, konstruujeme obdivuhodné přístroje. Dotkli jsme se 385 tisíc kilometrů vzdáleného Měsíce, vyslali jsme četu automatických sond na povrch Marsu a jednu i na asteroid Itokawa. Mnohem vzdálenější světy ale poznáváme jenom díky informacím, které zprostředkovává elektromagnetické záření. Nejvzdálenějším objektem s nálepkou „made on Earth“, je sonda Voyager 1 ve vzdálenosti asi 17,6 miliardy km od Slunce, což je přibližně 117,5 krát dál, než je od něho Země. Pravděpodobně druhým v pořadí je již nekomunikující 38letá sonda Pioneer 10, která letí opačným směrem než Voyagery a její sesterská Pioneer 11. Koncem roku 2009 byla ve vzdálenosti 99 astronomických jednotek od Země a teď by se odhadem měla pohybovat 15,3 miliardy kilometrům daleko. Třetím je Voyager 2, jenž je nyní necelých 14,3 miliardy km od Slunce daleko, tedy asi 95,7 astronomických jednotek (AU, 1 AU ≈ 150 milionů km). A to je dále, než je dvojnásobek největší vzdálenosti, na kterou se dnes již trpasličí planeta Pluto na své oběžné dráze vzdálí od Slunce. Čtvrtou je sonda Pioneer 11 někde ve vzdálenosti asi 81 AU.
Stránka NASA, na které se v reálném čase zobrazuje aktuální vzdálenost obou Voyagerů.
Na hranici, která neznamená adieu
I když se již od roku 2007 objevují zprávy, že oba Voyagery “v Kristových letech” právě prolétají hranicí Sluneční soustavy a mnozí jim v duchu mávají na rozloučenou před vstupem do mezihvězdného prostoru, skutečnost je trochu komplikovanější. Záleží o konci čeho budeme uvažovat. Daleko za dráhami planet i Pluta se nachází takzvaný Oortův oblak – gigantický prostor, v němž se po různých, gravitačně na Slunce vázaných drahách pohybuje většina zbytků, které na okraji Sluneční soustavy po období jejího vzniku zůstaly hlavně v podobě shluků prachu a ledu - potenciálních kometárních jader. Oblast Oortova oblaku, v níž stále dominuje gravitační působení naší mateřské hvězdy nad vlivem těles mimo naší planetární soustavu, se rozprostírá ve vzdálenosti 5 tisíc až 100 tisíc astronomických jednotek. Tedy nepoměrně dál, než jsou nyní Voyagery. Je to celkem demotivující si uvědomit, že navzdory různým sci-fi scénářům a lidské touze vtištěné do představivosti tuto gravitační hranici Sluneční soustavy lidská posádka pravděpodobně nikdy nedosáhne. A k cizím planetám je mnoho, mnohonásobně dál. Nejbližší planetární soustavu má hvězda Epsilon Eridani promítající se do jižního souhvězdí Eridanus. Je vzdálená „jenom“ 10,5 světelných let, což je v přepočtu více než 664 tisíc astronomických jednotek, tedy 5 675 násobně dál, než je nyní Voyager 1.
Ale vraťme se zpět do naší Sluneční soustavy. Jakou hranicí tedy obě stále „živé“ sondy prolétají? Hranicí heliosféry – oblasti, v níž magnetické pole naší hvězdy a sluneční vítr dominují nad okolními lokálními galaktickými poli a proudy částic z jiných hvězd.
Heliosféra
Kolísavá hodnota intenzity hlavního „celohvězdného“ dipólového magnetického pole Slunce na jeho povrchu, ve fotosféře, dosahuje hodnotu jenom několik Gaussů, tedy stovek mikroTesla. V porovnání s intenzitou magnetického pole na povrchu Země je to přibližně dvoj až desetinásobek. Dynamické jevy ve vodivém slunečním plazmatu způsobují, že například ve slunečních skvrnách se indukují lokální dipólová pole tisícinásobně silnější - okolo 2 500 až 3 500 Gaussů.
V okolí Země, ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky, tedy 150 milionů kilometrů od Slunce, by intenzita slunečního magnetického pole měla dosahovat jenom desetiny miliardtiny Tesla = desetiny nanoTesla. Sondy ale měří hodnotu přibližně 4 – 5 miliardtin Tesla, tedy pole deset krát vyšší. Přispívá k tomu neustálý tok řídkého slunečního plazmatu - sluneční vítr, který v podobě proudů energetických, elektricky nabitých částic, hlavně elektronů, protonů a něco jader helia, vane z povrchu hvězdy do všech směrů rychlostí okolo 400 km/s - hlavní, tzv. pomalá složka a 750 km/s - rychlá složka (podrobněji v druhé části článku Slnečné dolce far niente). I tak je sluneční magnetické pole ve vzdálenosti zemské oběžné dráhy velmi slabé. V těsné blízkosti například magnetické pásky, která přidržuje dveře ledničky, byste naměřili asi milionkrát vyšší hodnotu. 90 AU od Slunce je intenzita jeho magnetického pole necelá desetina nanoTesla (≤10-10 T). Samozřejmě, že i toto nepatrné heliomagnetické pole se v jistém rozsahu mění v závislosti od aktivity Slunce, s níž úzce souvisí i parametry slunečního větru. Díky němu Slunce každou hodinu přichází v průměru o 6,7 miliardy tun materiálu. I když množství unikající hmoty se jeví obrovské, meziplanetární prostor je natolik rozlehlý, že ve vzdálenosti Země je hustota slunečního větru několik částic na krychlový centimetr a asi třicet astronomických jednotek dále (4,5 miliardy km) je to téměř tisíc násobně méně. Z hlediska našich technických možností – asi sto částic na cm3 – meziplanetární prostor Sluneční soustavy ovládá nepředstavitelně kvalitní vakuum.
Přesto všechno sluneční vítr a hlavní dipólové heliomagnetické pole hrají velmi důležitou roli. Na jedné straně představuje proud vysokoenergetických částic riziko pro pozemský život. Jeho vyšší, zejména suchozemské formy se mohly vyvinout a přežít jenom pod ochranou magnetického pole Země, které tvoří neviditelný ochranný štít před přímým zásahem slunečního větru a dráhy nabitých částic odklání. Ale na straně druhé setrvalý tok slunečního plazmatu spolu s magnetickým polem vytvářejí jistou, i když ne zcela nepropustnou bariéru kosmickým paprskům, jež jsou také vysoce energetické, elektricky nabité částice přilétávající z okolního vesmíru směrem k Slunci. Prostor, v němž působení slunečního větru převládá nad „vanutím“ částic z jiných hvězd, se nazývá heliosférou. Má tvar koule se Sluncem v středu a poloměrem asi 90 astronomických jednotek (přibližně 13 – 14 miliard km). Uvnitř heliosféry vane sluneční vítr téměř konstantní nadzvukovou rychlostí okolo 400 km/s. A právě její prudký pokles z nadzvukové hodnoty na podzvukovou - z hodnoty téměř 400 km/s na přibližně 100 – 120 km/s – představuje hranici sférické heliosféry. Tato rázová vlna, nazývaná terminačním rázem (termination shock) představuje vlastně první vážný střet proudů částic slunečního větru s protisměrným tokem mezihvězdné hmoty - nabitých částic i neutrálních atomů, zejména vodíku. Není jednoduché přesně stanovit, kdy sondy prolétaly touto hranicí. Voyageru 1 se to pravděpodobně podařilo koncem roku 2004 a jeho dvojčeti až v roce 2007. Naměřené údaje totiž neodrážejí tak výrazné změny, jaké se očekávaly. Pokles rychlosti a změna jiných parametrů (teplota, intenzita magnetického pole) byly pozvolnější. Nyní se obě sondy pohybují v heliosférické obálce (heliosheath), v oblasti tvaru gigantické kapky „padající“ ve směru pohybu Sluneční soustavy v Galaxii. Zde probíhá věčná bitva mezi armádou slunečních částic a armádou cizích částicových vetřelců. Rychlý postup obou „vojsk“ je zpomalován na obou stranách bitevního pole, v oblastech rázových vln a tak jsou jejich síly víceméně vyrovnané. V heliosférické obálce vznikají různé turbulentní jevy a unikátní měření, která na Zem Voyagery zasílají, kladou mnohé nečekané otázky. Rozdíly v zjištěných hustotách vysoceenergetických částic kosmického záření motivovaly astrofyziky k novým výpočtům a modelům. Odborný časopis The Astrophysical Journal zveřejnil zajímavou práci pětičlenného americko-ruského týmu, který tvrdí, že v čele „kapky“ heliosférické obálky, kde se právě Voyagery nacházejí, magnetické pole Slunce vytváří navzájem oddělené, bublinám podobné oblasti, jakousi magnetickou pěnu. Nejde o žádnou jemnou strukturu, průměr bublin dosahuje až 160 milionů kilometrů a tedy převyšuje průměrnou vzdálenost Země – Slunce (jednu astronomickou jednotku = 150 milionů kilometrů). Sondám tedy trvá celé týdny, než proletí jednou magnetickou bublinou.
Na to, abychom alespoň trochu pochopili, jak se k představě o magnetické pěně astrofyzikové dopracovali, je potřebné si uvědomit, co v meziplanetárním prostoru s hlavním dipólovým magnetickým polem Slunce udělá jeho rotace a magnetohydrodynamický vliv rychle letícího plazmatu slunečního větru. Přišel na to před 53 lety americký astrofyzik Eugene N. Parker a podle něj se i tvar sluneční magnetosféry nazývá Parkerova spirála. Ta stočená plocha na obrázku vpravo představuje vlastně deformovanou plochu magnetického rovníku. Kdybychom přes ní prolétali napříč v kolmém směru a měli kompas, kterého střelka se může volně natáčet ve všech osách, zjistili bychom, že na této ploše se mění její sklon. Zatímco nad plochou se magnetická jehla uklání směrem k jednomu slunečnímu pólu, pod ní se stáčí k tomu druhému. Jedině přímo v oblasti plochy, která má ve skutečnosti tloušťku 10 tisíc kilometrů a která se ve fyzice plazmatu nazývá neutrální proudová vrstva, by střelka ukazovala rovnoběžně s osou slunečního magnetického dipólu.
Pro porovnání: kdybychom Slunce nahradili pevným tělesem s dipólovým magnetickým polem, pak by se plocha Parkerovy spirály narovnala do nedeformované roviny magnetického rovníku a struktura magnetického pole by odpovídala obrázku vlevo – což je situace blízká Zemi.
Když si představíme příční řez Parkerovou spirálou, dostaneme jakousi vlnu. Protože se v heliosférické obálce po přechodu oblastí akustického rázu sluneční vítr zpomaluje, tvar vlny ("nakrabatění" plochy magnetického rovníku) se mění, stlačuje se, vzdálenost mezi jednotlivými maximy respektive minimy klesá. Důsledkem je deformace magnetických siločar, jejichž opačně orientované části se k sobě přibližují natolik, že se místy propojují – dochází k takzvané rekonekci. Doslova se magneticky zkratují. Tím vytvoří samostatné uzavřené magnetické oblasti podobné gigantickým bublinám. Proto struktura magnetického pole v heliosférické obálce připomíná zmíněnou „magnetickou pěnu“. Hezky to obrazem vysvětluje následující video z dílny NASA (Kredit: NASA/Goddard Space Flight Center):
Poznámka: O tajemném úzkém pásu zvýšené hustoty energetických neutrálních atomů, který na hranicích Sluneční soustavy vytváří téměř uzavřený kruh a který v závěru video zmiňuje se blíže dočtete v článku Tajemný pás na hranici Sluneční soustavy je kolébkou rychlých atomů.
Nebude jednoduché zajistit dostatek dat z různých družic, které teorii magnetických bublin na hranici heliosféry potvrdí. Jestli mají autoři a jejich modely pravdu, pak tato struktura magnetických polí přispívá k ochraně Sluneční soustavy před energetickými částicemi kosmických paprsků. Mnohé v bublinách uvíznou a než se jim podaří se ze zajetí vymanit, ztratí část energie a zpomalí.
Za hranicí heliosférické obálky
Pro úplnost je dobré dodat, že na čelní „nárazníkové“ straně heliosférické obálky, ve směru pohybu Sluneční soustavy Galaxií, se tvoří další rázová vlna, takzvaný bow shock, tedy rázový oblouk. Voyagery jím budou prolétat nejdříve za 5-6 let, pravděpodobně však spíše o nějaký ten rok později. Je to zatím jenom teoreticky předpokládaná oblast, v níž proudy mezihvězdné hmoty v kontaktu s částicemi slunečního větru prudce zpomalují z nadzvukové na podzvukovou rychlost. Rychlost slunečního větru je zde již nulová. Je to vlastně analogie zmíněné terminační rázové vlny, kde zpomaluje sluneční vítr. Až za rázovým obloukem sondy poputují v protivětru částic z jiných hvězd, no stále oblastí, kde jsou tělesa naší Sluneční soustavy – Oortovým oblakem. Někdy po roku 2020 s nimi ztratíme spojení, protože nebudou mít pro jeho zajištění dostatek energie. Voyager 1 bude téměř 20 miliard kilometrů daleko od Slunce a Voyager 2 téměř 17 miliard. Než se na svých drahách již jako „mrtvá“, nic neměřící a nic nevysílající malá umělá tělesa přiblíží k cizím hvězdám, uplynou desítky tisíc let... A tak nám pro velká vesmírná dobrodružství v jiných koutech naší galaxie budou muset i nadále stačit trapně nerealistické sci-fi příběhy, ze kterých procitáme do pozemské všednosti. Doufejme, že v ní bude i navzdory různým lidským iracionálním a sebezničujícím vylomeninám stále proč žít. Únik na cizí planety je vskutku v příliš vzdálených hvězdách.
Práci o bublinové struktuře magnetického pole v heliosférické obálce zveřejnil The Astrophysical Journal pod názvem: Kinetic versus Multi-fluid Approach for Interstellar Neutrals in the Heliosphere: Exploration of the Interstellar Magnetic Field Effects.
Je volně dostupná v databáze arxiv.
Zdroj: NASA news
Diskuze:
