| Poznatky získané o Slunci |
Sonda Ulysses, určená ke studiu Slunce a meziplanetárního prostředí, startovala 9. 10. 1990 směrem k Jupiteru a odtud byla 8. 2. 1992 vrácena Jupiterem zpět ke Slunci. Ulysses létá téměř kolmo k rovině ekliptiky s oběžnou dobou 6,2 roku. Právě probíhá třetí oblet kolem Slunce, sonda se pohybuje nad severním slunečním pólem a pravděpodobně již došlo, díky vyčerpání energetických článků, k přirozenému ukončení mise.
|
Slunce – nám nejbližší hvězda, patří k tzv. hvězdám hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×1026 W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu. Sluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Sluneční záření – elektromagnetické záření širokého spektra, od dlouhovlnného rádiového záření až po rentgenové, které vyzařuje Slunce. U Země tok energie slunečního záření činí přibližně 1,4 kW/m2. Sluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. |
Již při prvním obletu Slunce byly získány komplexní údaje o slunečním větru a meziplanetárním prostředí. Na následujícím obrázku je zakreslena radiální rychlost slunečního větru vztažená k poloze sondy (naměřené rozmezí 350÷800 km/s), polarita magnetického pole, energetické částice a částice kosmického záření (v logaritmické stupnici, profil přicházejícího kosmického záření kopíruje vyzařování nízkoenergetických částic). Při velmi hrubém přiblížení je rychlost slunečního větru v heliografických šířkách nad 30° jednotná kolem 750 km/s a to na obou polokoulích. Také byla zjištěna ustálená perioda 26 dní ve vyzařování urychlovaných částic, s níž se mění tlak slunečního větru (nejlépe je to zřetelné v první polovině roku 1994).
Poměrně malé jsou také výkyvy v intenzitě kosmického záření vzhledem k heliografické šířce. Patrná je zvýšená intenzita galaktického záření v oblasti pólů oproti měření získaným nad rovníkem. Nízká intenzita v letech 1992 až 1993 (patrná v levé části grafu) je interpretována jako dočasný efekt zapříčiněný doznívajícím maximem sluneční činnosti a blížícím se nástupem slunečního minima, při kterém se intenzita přicházejícího galaktického záření ustálila na následně zjištěných hodnotách.
 |
| Měření získaná při prvním průletu kolem Slunce. Zdroj: ESA. |
 |
| Pohyb Ulyssea sluneční soustavou ve vztahu ke sluneční aktivitě. Od započetí experimentu již uplynulo 17 let, což je déle než jedenáctiletý sluneční cyklus. Ulysses již za dobu svého pohybu nashromáždil data z období minimální i vysoké sluneční aktivity. Při prvním průletu nad polárními oblastmi bylo Slunce aktivní jen velmi málo, druhý průlet probíhal v době slunečního maxima, současný je opět v období klidného Slunce. Zdroj: ESA. |
 |
| Porovnání Slunce (ve směru pohledu ze Země) v období prvního a druhého průletu Ulyssea nad polárními oblastmi. Rychlost slunečního větru je vyznačena červenou a modrou křivkou. Data byla získána aparaturou SWOOPS (Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun). Podkladní snímky byly získány prostřednictvím observatoře SOHO, UV dalekohledem EIT (Fe XII na vlně 19,5 nm;), observatoře na Mauna Loa (700÷950 nm), a SOHO C2 širokoúhlým koronárním spektrometrem LASC (bílé světlo). Na spodní části obrázku je vyznačena sluneční aktivita v období let 1992 až 2003 v charakteristice slunečního relativního čísla. Zdroj: McComas et al., Geophys. Res. Lett., 2003. |
 |
| Proměnlivá rychlost slunečního větru a teplota korony měřená aparaturou SWICS sondy Ulysses od prosince 1990 do prosince 2006. Sluneční vítr (červená linie na horním grafu) vanoucí z koronárních děr je charakteristický vysokou rychlostí (700÷800 kms–1) a nízkou teplotou korony (1÷1,3 MK). Teplota korony je zakreslena modrou linií na prostředním grafu. Kompozice obou charakteristik je na spodním grafu vykreslena zeleně. Zdroj: ESA. |
 |
| Magnetické pole Slunce v jeho bezprostřední blízkosti. Doposud bylo možno k jeho popisu využít výhradně zobrazení korony pořízená z roviny ekliptiky a navíc vždy jen z jednoho místa. Zdroj ESA. |
 |
| Kombinací sluneční rotace a vyzařování slunečního větru různými rychlostmi do meziplanetárního prostoru vzniká prostředí velmi různorodých vlastností. Na obrázku je počítačové vyobrazení heliosféry v období, kdy je sluneční vítr rozvlněn sluneční bouří. Meziplanetární magnetické pole (IMF) je zde vykresleno modrými a červenými liniemi. Modrá značí orientaci pole směrem ke Slunci, červená od Slunce. Z rozvíjejících se spirálových struktur je zřejmé, že Slunce rotuje v kladném smyslu – zobrazení je vykresleno při pohledu na severní sluneční pól. Stav je zaznamenán pro 6. 11. 2003. Slunce je uprostřed v počátku souřadnicové soustavy. Poloměr ohraničujícího kruhu je 10 AU (zhruba oběžná dráha Saturnu). Malá černá tečka na azimutu ~320° značí polohu Země a stanici ACE. Šipkami jsou vyznačeny směry, v nichž bychom nalezli sondy Voyager 1 (vzdálenost 93 AU, 172,2° heliografické délky, +34° heliografické šířky) a Voyager 2 (vzdálenost 73,2 AU, 215,3° heliografické délky, -25,2° heliografické šířky). Zdroj: ESA. |
Observatoř Ulysses nemá sice žádný dalekohled v klasickém optickém zobrazovacím oboru. Nedočkáme se tedy snímků slunečních pólů, které by nám ukázaly jak vypadá Slunce tam, kam se nám prozatím nepodařilo pohlédnout. Nejde však jen o studium samotného Slunce, ale zejména o nejrozsáhlejší projekt výzkumu meziplanetárního prostředí zaměřený na vliv Slunce, který byl dosud realizován. Mise Ulysses je experimentem zaměřeným na studium velmi rozsáhlých oblastí jak z hlediska prostorového, tak i časového. Její výsledky budou použity ke zpřesnění prostorových modelů meziplanetárního prostředí v měřítku vysoko nad a pod ekliptikou. Tato oblast byla dosud jen velmi mlhavě odhadována protože veškerá experimentálně získaná data pocházela od sond pohybujících se v rovině oběžných drah planet.
Pokračování (2/3)
Ekliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.
Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km2 a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.
SOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Dodnes je plně funkční a poskytuje cenná data.
Korona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním)magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.
AU – astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 870 km. Používá se především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě.
Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 prolétly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty vyslanými lidstvem.
