|
Heliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110÷160 AU. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza. Terminační vlna – jiným názvem rázová vlna slunečního větru je oblast, ve které rychlost částic slunečního větru klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena přibližně 90÷95 AU od Slunce. Heliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí. |
Uvnitř heliosféry můžeme pozorovat interakce slunečního větru s magnetosférami planet a blízkým meziplanetárním prostředím. Víceméně na základě zde napozorovaných jevů je postupně vytvářen model celé heliosféry, která by mohla mít s magnetosférami planetárními mnoho společného. Mělo by snad jít jen o posun na měřítkové škále, tedy od vzdáleností meziplanetárních ke vzdálenostem mezihvězdným. Problémem však zůstává rozlehlost této struktury a tedy i obtíže spojené s jejím mapováním. Navíc není známo téměř nic o proměnlivosti okolního mezihvězdného prostředí, bezprostředně nás obklopujícího, mimo heliosféru na měřítkových škálách odpovídajících této velikosti. Pokud se totiž obdobně mění i okolní mezihvězdné prostředí, nutně se tato proměnlivost projevuje také při interakci s heliosférou. Heliosféra by měla být slupkovitá struktura, v jejímž centru je Slunce. Ve vzdálenostech až stonásobných oproti měřítku oběžné dráhy Země heliosféra prolíná do mezihvězdného prostředí. Prvním znatelným rozhraním, měřeno od Slunce, je terminační vlna. Zde klesá rychlost slunečního větru na podzvukovou, jsme ve vzdálenosti 90÷95 AU. Dalším znatelným rozhraním je rázová vlna nazývaná heliopauza. Zde končí vliv slunečního větru. Heliopauza je odhadována ve vzdálenosti kolem 150 AU. Jako poslední předpokládaná slupka je rázová vlna sluneční magnetosféry, která je ve vzdálenosti nejméně 200 AU. Zde se magnetosféra Slunce napojuje na magnetické pole okolních složek Galaxie. Z výše uvedených slupek by však měla být jen terminační vlna zhruba sférickou strukturou. Heliopauza a rázová vlna sluneční magnetosféry jsou výrazně ovlivněny pohybem sluneční soustavy galaktickým prostředím a předpokládáme, že jsou protažené podél směru, kterým letí celá soustava galaktickým prostředím. Ve výše uvedených vzdálenostech však stále ještě nekončí gravitační vliv Slunce. Nejrozsáhlejší struktura, která je gravitačně spojena se sluneční soustavou, je Oortův kometární oblak. Jeho rozlehlost se odhaduje na oblast o průměru 100 000 AU. Sluneční soustava je tedy velmi komplikovanou strukturou a je dobré vždy vědět, v jakém prostorovém měřítku se pohybujeme.
Zdroj: Mladá fronta / Ivan Havlíček.
Dne 19. října roku 2008 byl úspěšně vypuštěn z atolu Kwajalein satelit NASA pojmenovaný IBEX (Interstellar Boundary EXplorer mission). Jde o satelit na protáhlé eliptické dráze kolem Země, který je primárně určený pro výzkum interakce mezi slunečním větrem a mezihvězdnou látkou. IBEX zaznamenává v celooblohové projekci rozložení horkých neutrálních atomů – ENA (Energetic Neutral Atom). Cílem mise mají být odpovědi na následující otázky:
2. Jak dochází k urychlování vysoce energetických protonů na terminační vlně?
3. Jaké vlastnosti má látka za terminační vlnou, která pak proudí dál do chvostu sluneční magnetosféry?
4. Jak mezihvězdná látka interaguje s heliosférou v prostoru za heliopauzou?
Odpovědi na výše uvedené otázky lze vyčíst přímo ze spektrální analýzy a prostorového zobrazení horkých neutrálních atomů a iontů, které se satelitu podaří zaznamenat.
V říjnu tohoto roku byly publikovány první souborné výsledky mise. Dosud byla z oblasti terminační vlny známa jen velmi útržkovitá měření. Sondy Voyager sice terminační vlnou prolétly, jejich měření jsou velmi přesná, ale tyto sondy dokázaly změřit jen charakteristiku prostředí, kterým přímo prolétaly. Šlo spíše o něco jako „odebírání vzorků“ než o mapování rozsáhlé oblasti. Sonda Ulysses objevila horké protony a ionty přicházející z čela rázové vlny heliosféry již v roce 1999, nebyla však vybavena přístroji, které by umožnily jejich podrobnější a přesnější studium. Výsledky mise IBEX jsou oproti dosavadním poznatkům velmi překvapivé. Rozložení horkých atomů přicházejících z terminační vlny bylo sice očekáváno v proměnlivých koncentracích, ale někde kolem desítek procent a ve velkých prostorových úhlech. Měření prokázala velké množství malých oblastí, v nichž se mění množství záznamů až v několika stovkách procent. Navíc oblasti, z nichž vysoce energetické částice a atomy přicházejí, nejsou vůbec rozloženy na obloze rovnoměrně, jak by se zdálo z předchozích modelů zahrnujících jen velikost a pohyb heliosféry mezihvězdnou látkou. Horké oblasti vytvářejí na hranici heliosféry výrazné skvrny, které je možno propojit do pásu táhnoucího se oblohou. V čele rázové vlny jsou atomy různých prvků (vodík, helium, kyslík apod.) rozloženy nerovnoměrně a jsou-li zobrazeny mapy jejich koncentrací, nekryjí se jednotlivé obrazce. Znamená to, že oblaka mezihvězdné látky nejsou až tak homogenní, jak bychom na škále rozměrů heliosféry očekávali. Možná zde navíc působí ještě jiné dosud nepopsané mechanizmy, které tuto nehomogenitu podporují. Jako výchozí vysvětlení se prozatím jeví ovlivnění hranice heliosféry mezihvězdným magnetickým polem, které v sobě má struktury o velikosti srovnatelné s rozměry heliosféry.
Prozatím je sonda IBEX v provozu jen velmi krátce. Plán mise přepokládá aktualizaci naměřených dat a publikaci výsledků každého půl roku. Bude velmi užitečné, pokud to životnost satelitu umožní, získat měření z co možná nejdelšího období, v ideálním případě překrývajícího délku jednoho slunečního cyklu. Prozatím předpokládáme, a dosavadní poznatky například z mise Ulysses to potvrzují, že heliosféra je pulzující strukturou, která se v průběhu slunečního cyklu výrazně mění. Satelit IBEX by mohl zjistit jak.
Zdroje:
1. Southwest Research Institute: IBEX
2. NASA: IBEX Science Update Visuals
3. P. L. Israelevich et al.: MHD simulation of the three-dimensional structure of the heliospheric current sheet; A&A 376, 288-291 (2001)
4. NASA Science: Global MHD Model Predictions / Voyager 2 Observations
5. NASA Science: The Interstellar Probe
6. NASA Features: Explore the Entire Region of the Sun’s Influence with NASA's 'Heliophysics Virtual Observatories'
7. D. Mc Comas: Variability of the charge exchange rate of interstellar neutrals with the solar wind; Space Science MO&DA Programs, 1999
8. P. Kulhánek: Sluneční vítr; AB 19/2008
