Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí umělých družic (03)

Transkript

1 Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí umělých družic (03) Aleš Bezděk, Astronomický ústav AV ČR Polární záře. Foceno v Ondřejově ze střechy kosmické laboratoře 20. listopadu 2003 v 18:15 SEČ. Fotoaparát Olympus Camedia C-4000 zoom, exp s ISO 100, 400 f=32 mm. Foto: Vladimír Libý Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 1

2 Magnetosféra Země magnetické pole Země hraje ve fyzice kosmického prostoru významnou roli, a to kvůli silné interakci s nabitými částicemi. Výsledkem jsou pozoruhodné jevy, jako je zachycení energetických částic v zemských radiačních pásech nebo výskyt polárních září. Další jevy souvisí s interakcí magnetosféry s částicemi slunečního větru. z hlediska celkové struktury geomg. pole a souborů částic, které jsou v jednotlivých oblastech, rozlišujeme geomg. pole v blízkosti Země (uzavřené křivky pro cca r<6.rz) a vzdálené geomg. pole. O nich pojednáme dále podrobněji. že mg. pole v blízkosti Země vypadá jako pole obrovského magnetu ( Magnus magnes ipse est globus terrestris ) navrhl ve své knize De magnete (O magnetu) již v roce 1600 William Gilbert, aby tak vysvětlil některá tehdejší pozorování. Demonstroval zemské magnetické pole pomocí malé zmagnetizované koule, která se nazývá terrella. Sketch of Terrela from William Gilbert's 'De Magnete', 1600 'Terrella' is Latin for 'little Earth', the name given by Dr William Gilbert to a magnetized sphere with which he demonstrated to Queen Elizabeth I his theory of the Earth's magnetism. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 2

3 Geomagnetické pole v blízkosti Země Geomg. pole v blízkosti Země (blízkozemní, near-earth) je mg. pole do vzdálenosti cca r<6.rz, tj. asi do 30 tis. km nad povrchem. Tato vzdálenost se může měnit v závislosti na fyz. podmínkách a směru od Země. Různá místa geomg. pole jsou charakterizována sklonem siločar k zemskému povrchu: siločáry jsou přesně horizontální na magnetickém rovníku, kolmo k povrchu v mg. pólech. Rozlišují se severní magnetický pól (BP, ang. boreal pole) a jižní magnetický pól (AP, ang. austral pole). Polohy mg. pólů podléhají poměrně velkým sekulárním změnám. Od roku 1965 do roku 2000 se např. jižní mg. pól posunul o 3 k severovýchodu. Mg. rovník je poměrně blízko zeměpisnému rovníku, větší odchylky dosahující až -17,5 se vyskytují pouze v blízkosti jihoatlantické anomálie (obr. 8.5) BP(2001): 81,3 s. š., 110,8 z. d.; AP(2000): 64,7 j. š., 138,1 v. d. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 3

4 Dipólová aproximace geomagnetického pole v blízkosti Země Přesný průběh geomg. pole lze v blízkosti Země nejjednodušeji a přitom poměrně věrně aproximovat pomocí pole mg. dipólu. Umístíme-li dipól do centra Země, sklon dipólové osy vychází na 11 a zeměpisná délka severního průsečíku dipólového pole se zemským povrchem je 290 : Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 4

5 Pohyb nabitých částic ve vnitřní magnetosféře Složený pohyb nabitých částic ve vnitřní magnetosféře je na obr Jedná se o gyraci okolo lokální mg. siločáry, oscilaci podél dané mg. siločáry a superponovaný azimutální drift okolo Země. Následující tabulka porovnává příslušné časové konstanty pro tři kombinace energie částic a geocentrické vzdálenosti v rovině mg. rovníku (vyjádřené v poloměrech Země, ang. shell parameter L). Tyto tři kombinace odpovídají hlavním souborům částic vyskytujícím se ve vnitřní magnetosféře: Výše uvedené hodnoty byly spočteny pro dipólové pole, ve skutečnosti neleží body obratu stejně vysoko, ale jejich výška se mění podle síly lokálního mg. pole. V tomto ohledu je proslulá tzv. jihoatlantická anomálie, kde je mg. pole výrazně zeslabené. To znamená, že body obratu oscilačního pohybu nabitých částic leží níže v hustších vrstvách atmosféry, což vede ke zvýšenému úbytku magnetosférických částic. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 5

6 Soubory částic vnitřní magnetosféry Dipolární struktura mg. pole funguje jako obrovská mg. láhev, která zadržuje mnoho nabitých částic. Podle jejich energie je možné je zařadit do tří oblastí: radiační pásy, prstencový proud, plazmasféra. Některé jejich vlastnosti jsou v následující tabulce: Radiační pásy (Van Allenovy pásy): Obsahují částice s vysokou energií, jak ionty, tak elektrony. Jejich působení je připisováno mnoho poruch na družicových elektronických systémech, mohou ohrozit zdraví kosmonautů. Prstencový proud: částice se střední energií. Charakteristickou vlastností je proměnlivost, při zvýšené geomg. aktivitě významně narůstá hustota částic i velikost elektrického proudu, daného driftem nabitých částic. Plazmasféra (protonosféra): oblast s relativně hustým a chladným plazmatem, je to vlastně nejvyšší část ionosféry. Báze plazmasféry je definována jako hranice přechodu od atomárního kyslíku O + k atomárnímu vodíku H +, jakožto převládající ionizované složky (typicky 1000 km, jinak km podle podmínek). Jak je z tabulky i obrázků patrné, paty mg siločar vnitřní magnetosféry leží v nízkých a středních mg. šířkách, pouze siločáry prstencového proudu zasahují výše. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 6

7 Vzdálené geomagnetické pole Kdyby byla Země osamělá, geomg. pole by bylo přibližně dipólové (str. 11). Ve skutečnosti je Země stále ve slunečním větru, v proudu částic neustále vysílaných Sluncem. Dále také zemské dipólové mg. pole interaguje s meziplanetárním mg. polem. Oba tyto vlivy, zejména však sluneční vítr, velice mění vzhled a vlastnosti vzdáleného geomg. pole. nejvýraznějším důsledkem interakce s meziplanetárním prostředím je uzavření geomg. pole do konečného objemu zvaného magnetosféra. Na straně ke Slunci leží hranice magnetosféry, magnetopauza, asi 10 Rz daleko. V místech, kde se mg. siločáry rozdělují a pokračují do různých oblastí magnetosféry, je minimum intenzity mg. pole. Tato místa se nazývají kasp (ang. cusp nebo cleft). Na noční straně je magnetosféra válcovitě protažená a v analogii s kometami se jí říká magnetosférický ohon (ang. magnetotail). Délka magnetochvostu není přesně známa, dosahuje značně dále než je dráha Měsíce (~60.Rz). magnetosféra je obrovská, nebyla ještě dostatečně prozkoumána družicemi. Velmi užitečné jsou přístroje na Měsíci z misí Apollo 1972/73, protože Měsíc protíná svou drahou vnější magnetosféru. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 7

8 Soubory částic vnější magnetosféry Plazmová vrstva/plocha (tail plasma sheet): částice vyplňující plochu ve středu chvostu (obr. 5.46). Plazmovou vrstvou procházejí uzavřené, ale velice protažené mg. siločáry, jejichž paty se nacházejí v polárním oválu. Plazmová vrstva je zásobištěm částic pro polární záře. Plazma mg. laloků (tail lobe plasma): méně husté a energetické plazma. Zásobárna částic pro polární déšť, proud částic s nízkou energií dopadajících do oblasti polárních čepiček. Polární vítr označuje proces vypařování plazmatu do magnetosféry (ionosférická exosféra). Hraniční vrstva (magnetospheric boundary layer): krajní vrstva částic magnetosféry, rozdělená na několik částí, do níž vstupují částice ze slunečního větru i z ionosféry. Tudy do magnetosféry vstupují částice i energie. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 8

9 Sluneční vítr Do poloviny 20. století se předpokládalo, že meziplanetární prostor je v podstatě vakuum, s výjimkou malého množství prachových částic kvůli pozorovanému zvířetníkovému světlu. V padesátých letech přišla myšlenka, že tento prostor je neustále vyplněn dynamicky se měnícím plynem pocházejícím ze Slunce. K tomu napomohlo pozorování komet. Je známo, že komety mají dva typy ohonů: difuzní, homogenní, částečně zakřivený plynoprachový ohon, který lze vysvětlit působením gravitačního přitahování a tlaku slunečního záření iontový ohon, pro jehož radiální orientaci od Slunce ale zpočátku nebylo vysvětlení. Navíc struktura v iontovém ohonu často ukazovala velká a silně proměnná zrychlení. K vysvětlení těchto jevů postuloval Biermann v r existenci toku plazmatu ze Slunce, který dnes nazýváme sluneční vítr. Naše dnešní znalosti vlastností slunečního větru jsou založeny na in situ pozorování meziplanetárními sondami. Ze sluneční koróny expandující tok částic obsahuje hlavně protony H + a elektrony e - s malou příměsí částic α (He ++ ). Hustota je asi 6 iontů a elektronů na cm 3, celkový náboj je neutrální. rychlost slunečního větru je průměrně 500 km/s, mění se v rozsahu km/s, takže je potřebí 3-4 dnů, aby částice doletěly na Zem (min. rychlost pohybu odpovídá 10 dnům, max. rychlost 21 hodinám) energie tepelného pohybu je zanedbatelná vůči kinetické energii toku. Tato kinetická energie je asi 30krát menší než energie toku UV záření (λ<175 nm) každou sekundu ztrácí Slunce slunečním větrem více než milion tun hmoty, což je však vzhledem k hmotnosti kg a životnosti zanedbatelné Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 9

10 Polární vysoká atmosféra Interakcí slunečního větru s magnetosférou se uvolňuje značné množství energie, s čímž souvisí řada důležitých jevů v polární vysoké atmosféře, jako jsou elektrická pole, velké pohyby plazmatu, proudy, polární záře a poruchy neutrální i ionizované vysoké atmosféry. V polární vysoké atmosféře rozlišujeme tři oblasti (obr.): polární čepička (polar cap): kruh okolo mg. pólu s typickým průměrem 30, centrum je posunuto o několik stupňů směrem k noční straně polární ovál (polar/auroral oval): prstencová plocha obklopující polární čepičku o šířce několika stupňů, jejíž nejužší část leží směrem ke Slunci subpolární šířky (subpolar latitudes): oblast ve směru k mg. rovníku bezprostředně přiléhající k polárnímu oválu Tyto tři oblasti se liší elektrickými poli, proudy, intenzitou dopadu částic, mírou poruch vysoké atmosféry a především mg. spojením s příslušným souborem magnetosférických částic (obr. 5.36): polární čepičky jsou spojené s magnetosférickými laloky, noční polární ovál je propojen s plazmovou vrstvou, denní polární ovál s cuspem a magnetosférickou hraniční vrstvou. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

11 Variabilita polárních oválů Je důležité, že při definici polárních čepiček a oválů se používá mg. souřadnic a mg. pólů. Z toho plyne, že tyto oblasti se otáčejí během dne se směrem Země-Slunce okolo zeměpisných pólů (obr. 7.2), takže určitá pozorovací stanice může během dne projít všemi třemi oblastmi. Tato rotace zpočátku působila potíže při interpretaci pozorovaných jevů. Dále podléhá velikost polárních čepiček i oválů významným změnám v závislosti na geomg. aktivitě. Je-li zvýšená, zvětšuje se průměr polárních čepiček a šířka polárních oválů, takže stanice ze subpolárních šířek se může za podmínek geomg. aktivity nacházet v polárním oválu. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

12 Reálná pozorování polárních oválů Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

13 Polární záře svou hrou barev a proměnlivostí poutaly lidstvo odedávna, pro svůj výskyt na severu patřily k životu a mytologii Skandinávců i Inuitů ačkoliv jsou polární záře (ang. aurorae, polar lights) snad nejstarším jevem zkoumaným kosmickou fyzikou, stále zbývá mnoho nezodpovězených otázek aurorální (slovníkové heslo): týkající se rozednívání, ranního období (podle Aurory, římské bohyně ranních červánků), např. aurorální rozevírání květů; související s polární září, latinsky aurora Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

14 Polární záře Z čistě fenomenologického hlediska jsou polární záře světelné záření polární vysoké atmosféry (airglow emission) způsobené dopadem energetických částic. Formy tohoto záření ale mohou být velice rozmanité. Z hlediska vzhledu je základní rozdíl mezi diskrétními p.z. (oblouky, drapérie z paprsků) a difuzními p.z., které nemají jasnou strukturu ani hranici. Výška byla určena triangulačně na zač. 20. st. Bylo zjištěno, že spodní hranice je přibližně v 100 km. Horní hranice je různá, desítky až stovky km. U vyšších p.z. je možné rozeznat strukturu mg. siločár. Viděno zespoda někdy míří jednotlivé paprsky p.z. ke vzdálenému bodu. Největšího rozsahu dosahují p.z. zonálně (tj. směr východ-západ), stovky až tisíce km, ve směru sever-jih pouze stovky metrů až kilometry. Dynamika p.z. závisí na velikosti geomg. poruch: v klidných podmínkách jsou p.z. slabě zářící, kvazistacionární. Při zvýšené geomg. aktivitě jsou p.z. jako ohňostroj barev a tvarů (viz klip). P.z. se vyskytují v severním a jižním polárním oválu, p.z. ve středu polárních čepiček pouze v klidných podm. Při silné geomg. aktivitě p.z. zasahují až do středních šířek, jako se to stalo např. v říjnu a listopadu Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

15 Spektrum polárních září na rozdíl od spojitého slunečního světla je p.z. tvořena pouze několika čarami a pásy dominantní čáry a pásy jsou: V závislosti na relativní excitaci těchto přechodů je barva p.z. žlutozelená, červená, modrofialová nebo mléčně bílá, pokud se tyto jednotlivé barvy smíchají. Kromě viditelného světla září p.z. také v IR, UV a X. Zvláště intenzivní jsou čáry atom. kyslíky 130,4 nm a 135,6 nm, ale ty lze pozorovat pouze speciálními detektory z kosmu (jako na obrázcích na str. 12). Mnohokrát opakované tvrzení, že p.z. jsou také slyšet, nebylo to dosud vědecky potvrzeno. Naproti tomu jsou dobře dokumentovány infrazvukové vlny s frekvencemi 0,05-0,5 Hz (slyšitelný zvuk má rozsah 20 Hz 20 khz). Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

16 Polární záře v ČR dne 20. listopadu 2003 Foceno v Ondřejově ze střechy kosmické laboratoře 20. listopadu 2003 mezi 18:10 a 18:30 a mezi 20:05 a 20:10 SEČ Fotoaparát Olympus Camedia C-4000 zoom, exp s ISO 100, 400 f=32 mm Foto: Vladimír Libý Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

17 Polární záře v ČR dne 20. listopadu 2003 Digitální fotoaparát Olympus Camedia C2020Z, expoziční doba 16 sekund (u snímku a6 jen 8 sekund). Fotografováno v Ondřejove na střeše kosmické laboratoře mezi 18:30 a 22:30 SEČ Foto: Jiří Borovička Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

18 Disipace energie částic polárního záření P.z. jsou způsobeny dopadem částic do vysoké atmosféry. Jedná se většinou o elektrony s energiemi stovek ev až desítek kev, ale jsou pozorovány i dopadající ionty. Fyzikální proces vzniku p.z. je podobný jako princip fungování televizní obrazovky, kde urychlené elektrony dopadají na absorbující látku, jejíž elektrony jsou excitovány a při sestupu na základní hladinu vyzařují světlo. Vysoká atmosféra je nesmírně řídké prostředí, elektrony jsou postupně zpomalovány v sérii elastických i neelastických srážek. Podobně jako u absorpce slunečního UV záření, mezi procesy, do kterých elektrony p.z. vstupují patří: rozptyl (elastické srážky) srážková ionizace srážková disociace srážková excitace a jejich různé Kombinace. Primární procesy vyvolávají sekundární procesy atd., celý proces je velice komplexní. Přibližně lze říci, že elektrony s energiemi 0,1 kev jsou absorbovány ve výškách nad 200 km, 1 kev ve 130 km, 10 kev ve 100 km. Z celkové absorbované energie je pouze velice malá část (<1 %) přeměněna na záření, nejvíc energie přejde na teplo (cca 50 %), dále do potenciální chemické energie (30 %), zbytek energie je rozptýlen zpět do magnetosféry. Produkce tepla pro výšky pod 150 km lze odhadnout asi na 10-8 W.m -3. To je sice méně než činí produkce tepla od absorbovaného slunečního UV záření (obr. 3.22; W.m -3 pro výšky pod 150 km), ale je třeba si uvědomit, že tento zdroj tepla je aktivní i v noci, a také během dlouhé polární noci. Původ částic p.z. Navzdory často uváděnému názoru částice p.z. nepocházejí ze slunečního větru. Elektrony slunečního větru nemají přístup do noční části polárních oválů ani dostatečnou energii k vyvolání p.z. Noční polární ovál je propojen s plazmovou vrstvou, denní polární ovál s cuspem a magnetosférickou hraniční vrstvou, částice musí tedy pocházet z těchto oblastí. Mechanizmus jejich vstupu do vysoké atmosféry však zůstává otevřenou otázkou. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

19 Variace v UV, teplotě a hustotě v termosféře z bilanční rovnice pro přísun a ztráty tepla ve vyšší termosféře je možné spočíst výškový profil teploty v termosféře pro výšky nad 200 km se termosféra chová izotermicky, teplota dosahuje limitní hodnoty, zvané exosférická teplota T, typicky 1000 K (mění se v rozmezí K) teplota termosféry závisí na množství UV slunečního záření dopadajícího na zemi a vykazuje tak výrazné variace: denní variace sezónní variace závislost na rotaci Slunce (aktuální pozice UV aktivních center) sluneční cyklus (množství UV aktivních center na Slunci) tyto faktory už jsme viděli v minulé přednášce, str. 19, jako faktory ovlivňující množství UV a rádiového záření připomeňme z minulé přednášky také celkový vzhled slunečního spektra (str. 17, obr. 3.7), z kterého plyne, že: prakticky všechna zářivá energie Slunce přichází ve viditelné a infračervené oblasti, kde se s časem nemění. Naproti tomu záření v UV a rádiovém oboru vykazuje krátkodobé i dlouhodobé variace. Tyto variace pak vykazuje i termoférická teplota a hustota. připoměňme také typický výškový rozsah převládajících složek neutrální vysoké atmosféry (přednáška č. 2, str. 6): N 2 (<170 km), O ( km), He ( km), H (> 1700 km) Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

20 Absorpce slunečního záření ve vysoké atmosféře dvě základní interakce záření s plyny: emise a absorpce, nás zde bude zajímat absorpce slunečního záření při průchodu vysokou atmosférou (termosférou) obzvláště důležité absopční procesy jsou fotodisociace, fotoionizace a kombinace obou, disociativní fotoionizace účinný průřez σ i j charakterizuje pravděpodobnost, že daná reakce proběhne může překvapit, že výše chybí absorpce záření ozónem: důvodem je velice velice malá koncentrace ozónu v termosféře, maximální koncentrace ozónu spadá do výšky km (stratosféra), kde ozón absorbuje prakticky všechno UV záření nad 242 nm překvapivě také chybí disociace molekulárního dusíku to je dáno relativně silnou vazbovou energií této molekuly poměrně malou roli také hrají excitační procesy jejich účinné průřezy jsou mnohem menší než pro disociaci a ionizaci reakce probíhají pro fotony s vlnovou délkou menší než určitá hraniční hodnota jak je vidět na obr. 3.12, účinný průřez absopce záření molekulárním kyslíkem O 2 vykazuje kvaziperiodické oscilace pro 175<λ<195 nm až o řád, v oblasti 105 až 125 nm ho dokonce malé změny ve vlnové délce fotonů mění až o tři řády. Např. silná sluneční čára Lyα 121,6 nm je přesně v minimu účinného průřezu. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

21 Absorpce slunečního záření ve vysoké atmosféře absorpci dopadajícího slunečního záření charakterizuje tzv. absorpční výška, kde se tok záření zmenší na 1/e své vstupní hodnoty. Řešením rovnic pro absorpci slunečního záření ve vysoké atmosféře se spočetlo, že: všechno záření vlnových délek 5 až175 nm je absorbováno ve výškách nad 100 km, této výšky dosahuje jen FUV ( nm) EUV ( nm) je absorbováno nad 150 km, nebo nad 200 km při vyšší sluneční aktivitě (obr. 3.16) na minimální absorpční výšku má vliv velikost sluneční aktivity charakterizovaná např. Covingtonovým indexem CI, malá aktivita CI<100, vysoká CI>150 (obr. vpravo dole) Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

22 Absorpce slunečního záření ve vysoké atmosféře Veličina objemová depozice energie (ang. energy deposition rate, W.m -3 ) souvisí se zahříváním atmosféry absorpcí záření výškový profil této veličiny (obr. 3.19) lze nahlédnout takto: ve vyšších výškách je hustota velice nízká, není zde dost částic atmosféry, které by záření absorbovaly v nižších výškách je hustota vysoká, ale zase není dost záření, které se s výškou exponenciálně pohlcuje objemová depozice energie EUV záření je maximální ve výškách nad 150 km ve shodě s absorpční výškou totéž platí pro FUV pro výšky nad 100 km, vzhledem k menší škálové výšce (rychlejší změně hustoty) je maximum výraznější Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

23 Absorpce slunečního záření ve vysoké atmosféře účinnost ohřívání ukazuje (obr. 3.21), že z celkové absorbované energie se na teplo přemění jen asi %, zbytek energie je přeměněn na energii chemických vazeb nebo vyzářen výškový profil produkce tepla (obr. 3.22) závisí na tom, zda ho vztahujeme na jednu částici nebo na objem. na jednu částici je produkce tepla nad 200 km téměř konstantní, avšak vzhledem ke klesající hustotě atmosféry výškový průběh objemové produkce tepla exponenciálně klesá (podobně jako koncentrace částic) na obr je patrné, že ve výškách nad 150 km převládá ohřev atmosféry zářením v EUV oblasti, pod 150 km pak v FUV oblasti aby nedocházelo k přehřívání atmosféry, je třeba toto teplo nějak redistribuovat, je třeba nalézt mechanizmy pro tepelné ztráty: v nižších vrstvách termosféry je to proces radiačního ochlazování (vyzáření), ve vyšší termosféře molekulární kondukce a konvekce Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

24 Dýchání vysoké atmosféry Denní variace teploty termosféry (obr. 3.25) dosahuje 160 K (příklad na obr. pro jarní rovnodennost) teplotní maximum nenastává v poledne, ale až odpoledne: to je dané horizontálním přesuny tepla (vítr), dále tím, že značná část tepla při ranním ohřívání termosféry jde na vrub expanze atmosféry, a teprve v odpoledních hodinách může přejít do vnitřní energie plynu, a tak zvýšit teplotu. Denní variace hustoty termosféry (obr. 3.25) ukazují rozpínání a stlačování atmosférických plynů (někdy se proto denní variace nazývá dýchání atmosféry) zvýšení hustoty přes den lze vysvětlit transportem hustších vrstev atmosféry z nižších vrstev výše vlivem rozpínání denní maximum hustoty nastává kráce po poledni lokálního času a vzhledem ke změnám teploty je relativní změna hustoty mnohem významější Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/

25 Dýchání vysoké atmosféry v reálných datech v první přednášce jsme si řekli, že hustota termosféry brzdí pohyb umělých družic Země, vyvolává sílu zvanou odpor atmosféry, který patří mezi negravitační síly působící na družice a lze ho měřit akcelerometry data na obrázku vpravo pocházejí z měření akcelerometru na palubě družice Castor a ukazují průběh hustoty v perigeu (výška 270 km) a ilustrují totéž, co obrázek 3.25 na předchozí stránce: je-li lokální čas družice 13 hodin (tj. Slunce je blízko nadhlavníku družice), je hustota atmosféry v perigeu vyšší než střední hodnota (modrá křivka) minimum hustoty nastává okolo 4 hodiny ráno lokálního času, skutečné hodnoty jsou nižší než střední hodnota obrázek vlevo dole ukazuje, že průběh denních změn hustoty termosféry se projevuje velmi podobně ve všech výškách km rozvlnění křivky pro vyšší výšky je dáno menším počtem dat a větší chybou v určení hustoty (větší rozptyl) Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/