Encyklopedie vesmíru: heliosféra

Heliosféra je vlastně taková ochrana Sluneční soustavy před mezihvězdným prostředím a možná proto si tentokrát toto téma přál hlavní admin webu. Podíváme se tedy na několik termínů úzce souvisejícími s heliosférou.

Heliosféra je rozsáhlý prostor obklopující planetární soustavu, v němž vane sluneční vítr. Hranice heliosféry — heliopauza — je někde v Oortovu oblaku komet několik set astronomických jednotek od Slunce. Uvnitř heliosféry převládá tlak slunečního větru, který s sebou unáší magnetické siločáry ze Slunce. Vně heliosféry převládá tlak mezihvězdného plynu a jeho magnetického pole.

Rychlost galaktického větru v heliosféře měřená během roku (v protislunečním bodu), tj. na místě oblohy nejvíce vzdáleném od Slunce. Rozložení ultrafialového záření vodíku měřené přístrojem SWAN na SOHO. Spodní stupnice udává polohu Země na ekliptice. Pod ní je barevná škála naměřených rychlostí. Ekliptika je znázorněna vodorovnou úsečkou, bílý nesouvislý pruh ve tvaru písmene V je Mléčná dráha. Purpurová barva je směr, z kterého galaktický (mezihvězdný) vítr věje (souhvězdí Ophiuchus blízko od souhvězdí Sagittarius). Tato „návětrná strana“ odpovídá půlnoci 3. června. (SOHO, SWAN, DSS, STScI.)

Heliosféra představuje magnetosféru Slunce. Je to dutina v galaktickém větru, podobně jako magnetosféra Země je dutina ve slunečním větru. Galaktický vítr vane směrem od středových oblastí Galaxie rychlostí 10x menší (asi 30 km/s), než je rychlost slunečního větru. Nápor nabitých částic v galaktickém větru dává heliosféře kapkovitý tvar.

Tvar a velikost heliosféry kolísá se sluneční činností, v souhlasu se změnami jejího magnetického pole. Heliosféra proto ovlivňuje intenzitu kosmického záření dopadajícího do planetární soustavy.

Heliosféra chrání (do jisté míry) planetární soustavu před nepřízní mezihvězdného prostředí. Avšak neutrální atomy a molekuly mezihvězdného plynu, jakož i částice mezihvězdného prachu, meteoroidy a komety jí prolétávají a mohou se srazit s tělesy planetární soustavy. Katastrofální pro biosféru na Zemi by mohl být výbuch supernovy do vzdálenosti zhruba 100 světelných let. Její vnější obal, který odvrhne rychlosti několika tisíc kilometrů za sekundu (zbytky supernovy), smete za několik dnů po příchodu křehkou heliosféru i magnetosféry planet. Na Zemi vyvolá mohutnou magnetickou bouři. Vysoké indukovaně elektrické pole patrně ovlivní i biosféru.

Heliosféra

Heliopauza je hraniční vrstva mezi heliosférou a mezihvězdným prostředím. V heliopauze se vyrovnává tlak slunečního větru a galaktického větru. Její tvar a velikost kolísá se sluneční činností. Galaktický vítr vanoucí od středových oblastí Galaxie stlačuje heliopauzu do kapkovitého tvaru na návětrné straně a vytváří dlouhý ohon. Heliopauza je magnetopauza Sluneční soustavy.

Heliosférická proudová vrstva (heliomagnetická neutrální vrstva) je projev celkového magnetického pole Slunce ve slunečním větru. Je to tenká vrstva v meziplanetárním prostoru, tvořící rozhraní mezi siločárami vybíhajícími ze Slunce a siločárami směřujícími ke Slunci. Rotace magnetické indukce B je v této přechodové vrstvě nenulová, což znamená, že kolmo k siločarám teče elektrický proud.

Heliosférická proudová vrstva není rozprostřena ani v rovině slunečního rovníku, ani v rovině ekliptiky. Její tvar je určen rozložením koronálních děr na Slunci a rotací Slunce. Připomíná zborcenou střechu klobouku. Její průsečíky s ekliptikou vymezují tzv. meziplanetární sektory, tj. několik sektorů v rovině ekliptiky, v nichž se střídá magnetická polarita. Pokaždé, když pozorovatel (tj. přístroje na meziplanetární sondě či na Zemi) prochází proudovou vrstvou z jedné polarity na opačnou, zaznamená hranici sektorů. Při přechodu hranice sektorů přes Zemi se podstatně změní příliv energie vnášené do magnetosféry slunečním větrem.

Meziplanetární magnetické pole je magnetické pole v prostoru mezi planetami, tedy v heliosféře, a to nedaleko roviny ekliptiky. Jeho siločáry jsou zakotveny ve Slunci. Ze Slunce jsou vytahovány slunečním větrem, do něhož jsou zamrzlé. Klidný sluneční vítr se pohybuje po Archimedově spirále, a zakřivuje tak i zamrzlé siločáry. Z původního radiálního směru při výtoku ze sluneční koróny se siločáry postupně více naklánějí, takže u zemské dráhy svírají se spojnicí Slunce—Země úhel 45° a u vnějších planet jsou ke spojnici se Sluncem kolmé.

Intenzita magnetického pole v rovině ekliptiky klesá se vzdáleností od Slunce R. Nejprve klesá přibližně se čtvercem vzdálenosti (~ 1/R2) a ve velkých vzdálenostech je jí nepřímo úměrná (~ 1/R). U zemské dráhy je průměrně 6 x 10-9 T (6 x 10-5 G), avšak mění se během dnů a hodin. Tato proměnlivost je způsobena nepravidelností slunečního větru. Siločáry vynášené slunečním větrem jsou otevřené. To je paradoxní, neboť magnetické pole je nezřídlové (počet siločar vstupujících do uzavřeného prostoru se musí rovnat počtu siločar z prostoru vystupujících). Žádná siločára nemá začátek a konec. Otevřená siločára směřující od Slunce se skutečně někde velmi daleko v heliosféře stáčí a vrací se ke Slunci, aby pod jeho povrchem navázala na „otevřenou siločáru“. Podél otevřených siločar snadno proudí sluneční vítr.

Polarita siločar je určena celkovým magnetickým polem Slunce a převrací se v rytmu slunečního cyklu. Siločáry směřující od Slunce na jedné polokouli (např. severní) a ty, které se ke Slunci vracejí do druhé polokoule (v tomto případě jižní), se setkávají v ploše, která se poněkud odchyluje od ekliptiky a má tvar zborceného klobouku. V této hraniční ploše musí (podle Maxwellovy rovnice rot B = (4π/c)j) téct elektrický proud (j), který je kolmý k siločarám. Této ploše (lépe řečeno poměrně tenké vrstvě) se odborně říká proudová vrstva. Náhlou změnu meziplanetárního magnetického pole způsobuje výbuch Slunce. Vynesené siločáry jsou často téměř kolmé k rovině ekliptiky. Plazma, kterým jsou siločáry unášeny, má větší hustotu než sluneční vítr. Přechod zmagnetizovaného oblaku je zaregistrován přístroji na kosmických sondách jako meziplanetární bouře. Je-li pole orientováno k jihu magnetosféry (tj. proti směru magnetosférických siločar), dochází na Zemi k velkým magnetickým poruchám a magnetickým bouřím.

Sluneční vítr je rozpínání sluneční koróny. Ze sluneční koróny uniká do meziplanetárního prostoru nepřetržitý proud částic (elektronů, protonů, atomových jader). Jejich rychlost není konstantní, neboť je určována složitým magnetickým polem na povrchu Slunce. Je obvykle 300-700 km/s. Hustota částic v prostoru blízko Země je 3-15 částic v 1 cm3. Po slunečních erupcích se jejich rychlost i hustota zvětšují. Sluneční vítr obtéká magnetosféru, takže nepronikne k povrchu Země. V polárních oblastech mohou částice sklouznout podél magnetických siločar do vysoké atmosféry, kde způsobí polární záře.

Kolísání rychlosti a hustoty slunečního větru má za následek měnící se tlak na návětrnou stranu magnetosféry. Magnetické siločáry jsou nárazovitě stlačovány, což se projeví jako geomagnetická aktivita. Proměnlivé magnetické pole indukuje elektrická pole v okolí Země, které může nepříznivě působit na družice, telekomunikace, rozvodnou elektrickou síť i na zdravotní stav labilních jedinců. Jsou tři druhy slunečního větru: (1) pomalý kvazistacionární (téměř ustálený) vítr unikající úzkými korondálními paprsky a širokými koronálními proudy; (2) rychlý kvazistacionární vítr z koronáIních děr, z nichž je urychlován magnetickým polem na hranici konvektivních cel. Tam dochází ve fotosféře k stlačování siločar mezi celami a k urychlování plazmatu do koróny a ven. Příčinou urychlování je tzv. peckový jev; (3) přechodný, velmi rychlý vítr, jehož zdrojem jsou dramatické výbuchy Slunce. Přechodný vítr se jeví v meziplanetárním prostoru na pozadí kvazistacionárního slunečního větru jako prudký krátkodobý poryv, nazývaný meziplanetární bouře. Je to rozsáhlý oblak slunečního plazmatu prudce vyvržený Sluncem do meziplanetárního prostoru. Přechodný vítr se liší od kvazistacionárdho vysokou rychlostí, vysokým obsahem helia, nízkou teplotou (způsobenou rozpínáním oblaku), silnou protonovou anizotropií (protony mají značnou rychlost ve směni kolmém k pohybu přechodného větru a jeho rychlé elektrony se dokonce pohybují proti proudu přechodného větru).

Termalizace (z řec. termos = horký; maxwellizace) j přeměna proudu částic (korpuskulárního záření) v plazma s Maxwellovým rozložením rychlostí. Dochází k tomu zachycením korpuskulárního záření v magnetickém poli. Původní pohyb částic (stejným směrem a stejnou rychlostí) se srážkami změní tak, že se částice pohybují všemi směry a nejrůznějšími rychlostmi. V Maxwellově výrazu popisujícím výsledné rozložení se jako parametr vyskytuje kinetická teplota. K termalizaci dochází např. ve smyčkových protuberancích nebo při nárazu slunečního větru na magnetosféru. Korpuskulární záření slunečního větru se průchodem rázovou vlnou termalizuje, přechází do magnetické pochvy a obtéká magnetopauzu.

Terminační šoková vlna je oblast v heliosféře, kde se sluneční vítr zpomaluje na podzvukovou rychlost (ve vztahu ke Slunci) kvůli interakci s místním mezihvězdným prostorem. To způsobuje kompresi, ohřev a změnu magnetického pole. Ve sluneční soustavě se předpokládá, že terminační šoková vlna je vzdálená od Slunce 75 až 90 astronomických jednotek. V roce 2004 jí přešla sonda Voyager 1 následována Voyagerem 2 v roce 2007.

Terminační šoková vlna vzniká, protože částice slunečního větru jsou vyvrhovány ze Slunce rychlostí kolem 400 km/s, zatímco rychlost zvuku (v mezihvězdném prostoru) je asi 100 km/s. (Přesná rychlost závisí na hustotě.) Přestože má mezihvězdný prostor velmi nízkou hustotu, a s tím související tlak; tlak ze slunečního větru klesá se čtvercem vzdálenosti od Slunce. Když se člověk pohybuje dostatečně daleko od Slunce, tlak slunečního větru klesá až na hodnotu, kde již nemůže udržovat nadzvukovou rychlost proti tlaku mezihvězdného prostředí, kdy se sluneční vítr zpomalí pod rychlost zvuku, což způsobí šokovou vlnu. Dále od Slunce přechází terminační šoková vlna v heliopauzou, kde se oba tlaky vyrovnají a částečky slunečního větru jsou zastaveny mezihvězdným prostorem.

Terminační šoková vlna

Poznámka redaktora. Z novějších pozorování bylo zjištěno, že důkazy předložené na schůzce Americké geofyzikální unie v květnu 2005 Edem Stoneem naznačují, že kosmická sonda Voyager 1 prošla terminační šokovou vlnou v prosinci 2004, což bylo ve vzdálenosti kolem 94 AU od Slunce. To bylo zjištěno díky změně zaznamenaných magnetických údajů sondou. Naproti tomu Voyager 2 začal v květnu 2006 odhalovat změny, když byl jen 76 AU od Slunce. To znamená, že heliosféra může být nepravidelně tvarovaná, vyčnívající směrem ven v severní polokouli Slunce a tlačena dovnitř na jihu.

Zdroje:
Kniha: Velká encyklopedie Vesmíru (2002)
Autor: doc. RNDr. Josip Kleczek, DrSc.
S laskavým svolením: Prof. RNDr. Petr Kulhánek, CSc.

O Scimani 65 Článků
Zajímám se o astronomii a miluji sci-fi, Hvězdnou bránu, Hvězdné války a Mass Effect

Leave a Reply