Magnetické pole. Magnetické siločáry. Magnetický dipól

Transkript

1

2 Magnetické pole Magnetické siločáry myšlené linie, které ve skutečnosti neexistují, usnadňují však pochopení složitých zákonitostí střelka kompasu, umístěná do magnetického pole, se srovná ve směru tečny k siločáře, jež daným místem pole prochází Magnetický dipól například pole klasického tyčového magnetu (střelka kompasu apod.) nejjednodušší možná konfigurace magnetického pole pole je symetrické podle jedné osy pole se zmenšuje se třetí mocninou vzdálenosti charakterizován dipólovým momentem m: m=b eq R 3 m je úměrný součinu intenzity magnetického pole na rovníku daného tělesa [B eq ] a třetí mocniny poloměru objektu [R]

3 Plazma typický zdroj magnetického pole ve vesmíru ionizovaný plyn sestávající z iontů a volných elektronů může obsahovat i elektricky neutrální atomy a molekuly plazma se chová podobně jako plyny, navíc je ovšem ovlivněno elektrickým a magnetickým polem chováním plazmatu se zabývá magnetohydrodynamika Plazmová vlákna pro plazma jsou typické vláknité struktury (příkladem mohou být pozemské blesky) pokud proud teče v ose vlákna, magnetické pole se formuje ve směru kolem vlákna může vzniknout i opačné uspořádání, kdy proud teče kolem sloupce plazmatu a magnetické pole vzniká ve směru osy plazmového sloupce Plazmové stěny vyskytují se např. na Zemi při polárních zářích, kdy vzniká plazmová (proudová vrstva), která má šířku ve stovkách a délku v tisícovkách kilometrů stěna se orientuje podél silokřivek zemského magnetického pole ve vrstvě probíhá výboj (u polárních září cca. 30 ma/m 2 ) generující vlastní magnetické pole, které drží plazmovou stěnu pohromadě

4 Zamrzlé magnetické pole pokud se plazma pohybuje, strhává sebou i magnetické silokřivky původního magnet. pole prostředníkem, umožňujícím zamrznutí silokřivek v plazmatu, je Lorentzova síla jakmile se začne plazma pohybovat, v původním magnet. poli začnou téci elektrické proudy, což má za následek vznik nového magnet. pole původní a nové magnet. pole se složí takovým způsobem, že magnetické silokřivky zůstanou uvězněny v pohybujícím se plazmatu teorii zamrzání magnetických silokřivek poprvé nastínil Hannes Olof Gösta Alfvén

5 Magnetické pole Slunce Vznik magnetického pole v důsledku vysoké teploty uvnitř Slunce dochází při vzájemných srážkách atomů, popř. při srážkách atomů s fotony, k vyražení elektronů z atomových obalů vznikají volné nosiče náboje: elektrony a ionty (elektrická vodivost ionizovaného slunečního plynu se podobá vodivosti měděného drátu) pohybující se nosiče náboje (elektrický proud), doprovází také elektrické a magnetické pole Sluneční plazma proudící podél magnetických silokřivek na snímcích z družice SDO. Snímky byly pořízeny v hluboké ultrafialové oblasti spektra (vln. délka 17,1 nm odpovídá záření ionizovaného železa zahřátého na C).

6 Magnetické pole Slunce Velmi jednoduchý pohled na velmi složité magnetické pole Slunce vyjdeme z modelu magnetického pole uvnitř nerotujícího Slunce v takovém případě je Slunce jednoduchý, nerotující magnetický dipól siločáry tohoto magnetického pole vystupují v oblasti severního heliografického pólu Slunce a zanořují se v oblasti jižního heliografického pólu Slunce siločáry mají meridionální severojižní směr (stejně jako např. pozemské poledníky)

7 Magnetické pole Slunce Jednoduchý, rotující sluneční magnetický dipól v důsledku rotace Slunce rotuje i sluneční plazma (pohyb ve směru rotace) v různých heliografických šířkách je rychlost rotace odlišná, nejrychleji rotují rovníkové oblasti vodivý plyn, pohybující se v původním magnetickém poli, toto prvotní pole narušuje (elektromagnetická indukce) a strhává magnetické silokřivky ve směru svého pohybu magnetické pole v pohybujícím se plazmatu je tedy částečně zamrzlé v rovníkových šířkách dochází k postupnému protahování a navíjení magnetických siločar ve směru sluneční rotace (azimutální směr)

8 Tekutinové dynamo

9 Magnetické pole Slunce Tekutinové dynamo vznik a chování magnetického pole Slunce obestírá celá řada otázek nejpravděpodobnější je model tekutinového dynama, který vychází z představy navíjejících se magnetických silokřivek Omega efekt magnetická silokřivka je protahována v azimutálním směru (jedno navinutí magnetické silokřivky kolem Slunce, proběhne přibližně za 8 měsíců) označení w efektu vychází z fyzikálního označení úhlové rychlosti (diferenciální úhlová rychlost je totiž příčinou navíjení silokřivek) Alfa efekt protažená magnetická silokřivka je vytahována nejen v azimutálním směru, ale kroucena také v dipólovém (meridionálním) směru zkroucená magnetická silokřivka připomíná svým tvarem písmeno a

10 Sluneční vítr proud částic unikajících ze Slunce, který zaplavuje celou Sluneční soustavu, je tvořen zejména elektrony a protony, méně jádry lehčích prvků (helium), jeho intenzita závisí na sluneční činnosti částice jsou urychlovány vysokými teplotami v oblasti sluneční koróny, každou vteřinu je v podobě slunečního větru vyzářen přibližně jeden milion tun sluneční látky, koncentrace slunečního větru v blízkosti Země je asi 7 protonů na 1 cm 3 rychlost km/s, částice mají energii od 15 do 50 ev deformuje magnetosféry planet, vzniká rázová vlna na denní návětrné straně a magnetický ohon na noční straně může dojít k výronu oblaku plazmatu v oblasti koróny (Coronal Mass Ejection, CME), oblak si pak nese zamrzlé magnetické pole sebou při interakci oblaku plazmatu se zemskou magnetosférou mohou vzniknout silné magnetické bouře Rychlost slunečního větru (km.s -1 ) v letech 1992/2004 v průběhu slunečního minima (nalevo) a maxima dle měření sondy Ulysses. Červená barva značí orientaci meziplanetárního magnetického pole směrem ke Slunci, modrá barva směrem od Slunce.

11 Sluneční heliosféra oblast magnetického vlivu Slunce, jež vyplňují částice slunečního větru planety se nacházejí uvnitř heliosféry, a jsou tak chráněny před energetickými částicemi galaktického i mezigalaktického prostředí hraniční oblastí heliosféry je tzv. heliopauza, která se nachází v místech, kde končí vliv Slunce a začíná vliv mezihvězdného prostředí heliopauza je pravděpodobně v různých směrech různě daleko od Slunce (asi AU) Rázová vlna heliosféry zažitá představa: heliosféru Slunce (de)formuje hvězdný vítr okolních hvězd, vzniká rázová vlna, která je protažená do kapkovitého tvaru (v oblastech rázové vlny vzrůstá hustota plazmatu) mezi rázovou vlnou a heliopauzou se nachází plášť heliosféry data z družice IBEX (Interstellar Boundary Explorer) naznačují, že všechno může být jinak!

12 Sluneční heliosféra Terminační vlna rázová vlna slunečního větru oblast uvnitř heliosféry vzdálená asi AU od Slunce skokem se mění rychlost částic slunečního větru rychlost částic klesá pod úroveň rychlosti zvuku ve slunečním větru v roce 2004 vzrostla 2,5krát hustota plazmatu v okolí sondy Voyager 1 (start v roce 1977), sonda zřejmě prošla terminační vlnou Voyager 2 prošel terminační vlnou v roce 2007 Co na to IBEX? družice IBEX nedekovala plazmový ohon heliosféry ani čelní rázovou vlnu zdá se, že heliosféra nemá kapkovitý tvar a podobá se spíše rotačnímu elipsoidu čelní vlna sice existuje, avšak nemá charakter rázové vlny, protože se heliosféra pohybuje mezihvězdným prostředím pomaleji, než se zdálo

13 Magnetické pole Slunce Období slunečního minima magnetické pole má dipólový charakter, řada silokřivek je otevřená uzavřených silokřivek je méně a nacházejí se zejména v rovníkových oblastech úplné zatmění Slunce v Rusku, foto: Hana Druckmüllerová, Hvězdárna v Úpici a Miloslav Druckmüller Období slunečního maxima magnetické pole má složitý, nedipólový charakter velké množství otevřených a uzavřených silokřivek úplné zatmění Slunce v Maďarsku, foto: Hana Druckmüllerová a Miloslav Druckmüller

14 Země Magnetosféra Země Země má dipólové magnetické pole navíc je obklopena atmosférou dochází k interakci slunečního větru s magnetosférou a atmosférou Země zemská magnetosféra má průměr poloměrů Země intenzita magnet. pole v rovníkových oblastech dosahuje 31 mt magnetický dipólový moment 7, T.m 3, postupně klesá odhady magnetického dipólového momentu: 9, T.m 3 v roce 1600, 8, T.m 3 v roce 1800 vůči rotační ose je osa magnetického pole skloněna o 11,4 centrum magnetického dipólu leží cca. 520 km od středu Země a každoročně se posunuje o 2,6 km směrem vzhůru

15 Země Magnetosféra Země na denní straně vzniká magnetická rázová vlna a za planetou se vytváří magnetický ohon v délce odpovídající přibližně stonásobku poloměru Země přítomny jsou i polární kaspy (nálevkovité oblasti v blízkosti magnet. pólů, jimiž do atmosféry Země pronikají nabité částice slunečního větru) a korotující plazmosféra plazmosféru a plazmový ohon odděluje plazmopauza s nižší koncentrací plazmatu částice zachycené magnetickými silokřivkami, které se pohybují mezi póly planety, vytvářejí vnitřní a vnější Van Allenův radiační pás Kombinace magnetických polí přidávají se i další magnetická pole vznikající v důsledku pohybu nabitých částic v magnetosféře (prstencový proud obepínající Zemi v rovině rovníku, proud magnetopauzy pod čelní rázovou vlnou, proud neutrální vrstvy na noční straně, proud magnetického ohonu)

16 Radiační (Van Allenovy) pásy pásy symetricky obklopují Zemi, nabité částice jsou lapeny silným magnetickým polem mezi severním a jižním magnetickým pólem Země magnetické pole nedovolí částicím uniknout, částice září v radiovém oboru částice, které doputují k jednomu magnetickému pólu, jsou efektem tzv. magnetického zrcadla odraženy zpět a vracejí se k opačnému magnetickému pólu, odrazy se opakují pohyb mezi póly trvá částicím řádově vteřiny Vnitřní radiační pás km nad povrchem Země objeven první americkou družicí Explorer 1 pod vedením Jamese Van Allena tvořen zejména energetickými protony s energií v řádech MeV (molekuly v atmosféře mají energii přibližně 0,03 ev) Vnější radiační pás km nad povrchem Země objeven Sergejem Nikolajevičem Věrnovem na základě dat ze sovětské sondy Luna 1 tvořen zejména energetickými elektrony s energiemi v řádu kev

17 Pohyb zemských magnetických pólů Roční pohyb rychlost pohybu magnetických pólů činí asi 15 km za rok směrem k severnímu geograf. pólu z analýzy zmagnetizovaných hornin víme, že v minulosti docházelo k tzv. přepólování zemského magnetického pole poslední přepólování nastalo před roky celý proces neprobíhá během okamžiku, ale trvá pravděpodobně stovky až tisíce let nedochází k zániku zemského magnetického pole, ale spíše k narušení magnetického dipólu (magnetické pole získává složitější podobu) Denní pohyb vyvolán interakcí slunečního větru s rotující Zemí a její atmosférou pól cestuje po nepravidelné elipse, jejíž velká poloosa dosahuje až 40 km

18

19 Historie výzkumu polárních září

20 Historie výzkumu polárních září Muž z norské bankovky 1896, norský fyzik a vynálezce Kristian Birkeland přichází s první experimentálně podloženou teorií popisující mechanizmus vzniku polárních září vychází ze zřejmé souvislosti mezi sluneční aktivitou a výskytem polárních září podle Birkelandovy teorie jsou nabité částice proudící ze Slunce lapeny magnetickým polem Země, kde se podílejí na vzniku proudů, které tečou ve svislém směru podél silokřivek magnetického pole nahoru i dolů Terrela experimentální ověření své teorie provedl Birkeland na vlastnoručně zkonstruovaném, velmi důmyslném zařízení, tzv. terrele mosazná koule obsahovala elektromagnet, jehož sklon vůči svislé ose koule napodoboval sklon zemského magnetického pole vůči rotační ose Země povrch koule byl pokryt platičitanem barnatým koule byla umístěna ve skleněné aparatuře, ve které bylo možné snížit tlak odčerpáním vzduchu takto usazenou terrelu Birkeland ostřeloval elektrony, jež při interakci s platičitanem barnatým vyvolávaly fosforeskování přes Birkelandovu snahu upadla jeho teorie téměř na půl století v zapomnění po Birkelandovi jsou pojmenovány proudy tekoucí podél magnetických silokřivek a také kráter na odvrácené straně Měsíce

21 Birkeland a terrella

22 Vznik polárních září Interakce slunečního větru s magnetosférou Země částice slunečního větru se v magnetickém poli Země pohybují podél jeho silokřivek pohyb po šroubovici, poloměr rotačního pohybu protonů cca. 200 m, elektronů cca. 10 cm v případě, že dojde k rekombinaci protonu a elektronu, vzniká atom vodíku, který se již nepohybuje pod vlivem magnetického pole v oblasti 70 geomagnetické šířky vznikají elektrické výboje formují se tzv. proudové stěny (proudová hustota asi 30 ma/m 2 ) proudy tečou směrem k zemskému povrchu i směrem od Země do ionosféry maximální urychlení částic: výška km (radiační pásy) schopnost průniku částice do atmosféry je dána především její rychlostí (urychlením) protože je snazší urychlit lehčí částice, pronikají hlouběji zejména elektrony některé částice se mohou odrazit zpět do meziplanetárního prostoru (dáno rychlostí částice, úhlem dopadu, vlastnostmi magnetického pole)

23 Vznik polárních září Zelená, červená nebo fialová? polární záře vznikají ve výškách km v důsledku interakce částic slunečního větru s částicemi tvořícími atmosféru Země (atomy plynů) zářící stěny mají šířku několik set kilometrů a délku tisíce kilometrů Excitace kyslíku nejčastější případ: excitace valenčního elektronu v atomu kyslíku dochází k přeskoku o dvě energetické hladiny excitovaný stav trvá asi 1 vteřinu, pak následuje deexcitace na první nižší hladinu, při níž je vyzářena energie odpovídající zelenému fotonu s vlnovou délkou 557,7 nm na nové, nižší hladině může elektron setrvat asi 120 vteřin, poté dochází k další deexcitaci a je vyzářen červený foton s vlnovou délkou 630 či 636 nm energie excitovaného atomu nemusí být uvolněna pouze emisí fotonu, ale může být předána jiné atmosférické částici při srážce pravděpodobnost výskytu červené polární záře tudíž roste s výškou a zmenšující se hustotou atmosféry (menší šance, že se excitovaný atom srazí s další částicí) zelená polární záře vzniká ve výškách pod 400 km, kde začíná vzrůstat koncentrace kyslíku spektrum polární záře je emisní!

24 Vznik polárních září Excitace dusíku červené záření může být emitováno také molekulárním dusíkem ve výškách kolem 90 km nad zemským povrchem, k excitaci je však zapotřebí asi 1000krát větší množství energie než u kyslíku dusík se podílí také na vzniku fialového nebo modrého zabarvení, v takovém případě jsou ve výšce kolem 1000 km excitovány ionty dusíku N 2 + (vznikají při ionizaci molekulárního dusíku ultrafialovým zářením) Interakce protonů díky větší hmotnosti a menším rychlostem nepronikají protony tak hluboko do atmosféry interakce probíhají ve větších výškách ve svrchních atmosférických vrstvách dochází k rekombinaci protonů ze slunečního větru a volných elektronů je emitováno červené záření H a a H b tento druh polární záře má jako jediný původ přímo v částicích slunečního větru

25 Vznik polárních září Barevné kombinace další barvy polárních září vznikají kombinací červených, zelených a modrých odstínů v našich zeměpisných šířkách je typické červené zabarvení s atmosférou totiž interagují jen energetičtější částice, které proniknou do menších výšek (a také menších zeměpisných šířek), v nichž excitují molekulární dusík emitující červené záření České polární záře 18. listopadu 2003 došlo na Slunci k mohutné erupci, při které byl ze sluneční koróny vyvržen oblak částic za dva dny doputoval oblak k Zemi, vyvolal mohutné magnetické bouře i polární záře polární záře byly pozorovány také nad Českou republikou snímek napravo byl pořízen 20. listopadu 2003, foto: Michal Švanda

26 Polární záře ze 17. března 2015, Velká Javorská (ČR), fotografie: Ondřej Prosický.

27 Aurorální ovál fotografie složená z družicových snímků planety Země a polární záře z oblasti jižního geograf. pólu snímky byly pořízeny v rámci projektu Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration 11. září 2005

28 Polární záře na Jupiteru Fotografie polárních září v oblasti severního a jižního Jupiterova pólu byla pořízena HST v roce Ze snímku je patrné, že okraj polární záře vystupuje několik stovek kilometrů nad viditelný okraj samotné planety. Mimo aurorální ovál lze na snímku spatřit i stopy účinku elektrických nabitých částic, které byly vypuzeny z Jupiterova měsíce Io a byly lapeny Jupiterovou magnetosférou v oblasti severního a jižního pólu (účinek je stejný jako u částic slunečního větru). Tyto stopy mají podobu neuzavřených světlých, křivek pod severním nebo nad jižním aurorálním oválem. Kombinovaný snímek Jupiteru s polárními zářemi v oblasti severního a jižního pólu na základě dat z Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST) a sondy New Horizons z února Snímky polárních září pořídil HST v ultrafialové oblasti spektra. Oproti pozemským polárním zářím jsou ty Jupiterovy asi 10krát až 100krát jasnější.

29 Polární záře na Saturnu Série fotografií pořízená Hubbleovým kosmickým dalekohledem (HST) s odstupem několika dní. Na snímcích je zachycen jižní pól Saturnu s výraznou polární září. Fotografie vznikly kombinací snímků ve viditelné a ultrafialové oblasti spektra. Na rozdíl od Země, kde mají polární záře délku trvání obvykle v rozmezí několika hodin, vydrží Saturnovy polární záře i po několik dnů. Snímky byly pořízeny v lednu Snímek Saturnova severního pólu pořízený sondou Cassini v blízké infračervené oblasti spektra 10. listopadu Na fotografii je patrná jak polární záře, respektive celý aurorální ovál, tak struktura atmosféry v blízkosti pólu. Polární záře (tyrkysová) se vyskytovala zhruba 1000 km nad svrchní vrstvou Saturnovy oblačnosti a byla snímkována na vlnové délce 4 mikrometry, oblačnost v okolí pólu (červeně) pak na vlnové délce 5 mikrometrů.

30 Koronální výrony hmoty (CME) Animace koronálních výronů hmoty sestavená na základě dat pořízených od 22. do 28. listopadu 2011 prostřednictvím družic SOHO (záběry CME z koronografu C2) a SDO (snímky samotného Slunce v hluboké ultrafialové oblasti 30,4 nm).

31 Magnetosféry planet Provázané magnetosféry magnetické silokřivky planet (a dalších těles) mohou být vzájemně provázány dochází k napojování otevřených magnetických silokřivek, obdobně se napojí otevřené magnetické silokřivky magnetky kompasu na magnetické pole Země Interakce se slunečním větrem Sluneční vítr, putující Sluneční soustavou, naráží na své cestě na řadu různorodých těles: tělesa bez magnetického pole (nevodivé překážky), např. Měsíc tělesa s magnetickým polem (magnetické dipóly), např. Země tělesa s indukovaným magnetickým polem (vodivé překážky), např. Venuše či Titan tělesa s proměnnou vodivostí, např. komety

32 Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem bez magnetického pole tělesa nemají vlastní magnetické pole část slunečního větru interaguje přímo s tělesem nedochází ke vzniku klasické rázové vlny na denní straně sluneční vítr těleso těsně obtéká za tělesem vzniká v plazmatu slunečního větru brázda, do které mohou proniknout nabité částice zástupci: Měsíc, planetky, některé měsíce planet (Phobos, Deimos apod.)

33 Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem s vlastním magnetickým polem je přítomno více či méně dipólové magnetické pole generované efektem tekutinového dynama rozměry magnetosféry odpovídají několikanásobku poloměru daného tělesa magnetické pole je účinkem slunečního větru deformováno (čelní rázová vlna a magnetický ohon), současně však chrání zejména atmosféru planety před přímým účinkem slunečního větru jsou přítomny tzv. polární kaspy (nálevkovité oblasti v blízkosti magnetických pólů tělesa, jimiž do atmosféry tělesa pronikají nabité částice slunečního větru zástupci: Země či plynní a ledoví obři

34 Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem s indukovaným magnetickým polem pokud je u tělesa přítomna atmosféra, dochází k fotodisociaci a fotoionizaci atomů a molekul (především ultrafialovým zářením) tvoří se ionosféra sluneční vítr obtéká vodivou překážku na čelní, denní straně se formuje rázová vlna podél tělesa, ve směru proudění slunečního větru, vzniká z pohybujících se částic s nábojem indukovaná pseudomagnetosféra zástupci: Venuše a Titan Interakce slunečního větru s tělesem s proměnnou vodivostí v případě komet se formuje dočasná indukovaná pseudomagnetosféra (s nevýraznou rázovou vlnou), jež je však podmíněna vznikem komy a následnými fotoionizačními procesy uvnitř komy, vedoucími ke vzniku slabé ionosféry v blízkosti povrchu komety

35 Merkur Planeta železa a niklu vysoká průměrná hustota Merkuru (5,4 g.cm -3 ) poukazuje na velký obsah kovů důsledek formování planety ve vnitřní části protoplanetárního disku uvnitř Merkuru pravděpodobně existuje jádro složené ze železa a niklu, zastoupení kovů uvnitř Merkuru je ale větší než u Země Magnetické pole vnitřní železoniklové jádro je pravděpodobně pevné, nad ním se nachází vnější železoniklové jádro tekuté rotací kovového jádra je generováno dipólové magnetické pole sluneční vítr může interagovat přímo s magnetickým polem, není totiž ovlivněn přítomností atmosféry Merkur se chová jako vodivá překážka v roce 1974 navštívila Merkur první sonda Mariner 10, odhalila magnetické pole o velikosti 330 nt (1 % pozemského magnet. pole), rázovou vlnu před planetou a magnetopauzu dipólový moment dosahuje 5, T.m 3

36 Merkur Magnet Merkur vs. magnet Země magnetický dipólový moment Merkuru je přibližně tisíckrát menší než dipólový moment Země magnetická osa Merkuru je vůči rotační ose skloněna o 2 existují polární kaspy i magnetický ohon na noční straně planety nepřítomna korotující plazmosféra (plazma rotující spolu s planetou) Merkurovo magnetické pole je svou strukturou relativně blízké Zemi, ale menší rázová vlna magnetosféry se nachází ve vzdálenosti 1,5 násobku poloměru Merkuru (u Země je to deseti násobek jejího poloměru) přesný mechanismus vzniku magnetického pole je stále neznámý

37 Venuše Planeta bez magnetického pole Venuše pravděpodobně obsahuje kovové jádro (průměrná hustota Venuše činí 5,25 g.cm -3 ), nevíme, zda má (stejně jako Země) pevné vnitřní kovové jádro a vnější tekuté kovové jádro nebo zda je její jádro celé pevné příčinou neexistence magnetického pole je nejspíše nepříliš vysoký tepelný tok uvnitř kapalných částí jádra na nepřítomnost magnetického pole má rovněž vliv pomalá rotace planety zda měla Venuše magnetické pole v minulosti, nevíme, teplota povrchu totiž přesáhla tzv. Curieovu teplotu a na Venuši se proto nezachovaly zmagnetizované horniny, jaké známe ze Země Curieova teplota teplota fázového přechodu u magneticky aktivních materiálů nad Curieovou teplotou jsou elementární magnety uspořádány chaoticky pod Curieovou teplotou se vytvářejí magnetické domény jednotně uspořádaných elementárních magnetů, materiál tedy má magnetické vlastnosti

38 Venuše Ionosféra Venuše a indukovaná magnetosféra hustá atmosféra Venuše není chráněna před účinkem slunečního větru a UV zářením ze Slunce dochází k ionizaci částic tvořících atmosféru, vzniká ionosféra kolem ionosféry se formuje ionopauza (vyrovnává se dynamický tlak částic slunečního větru s tepelným tlakem iontů a elektronů uvnitř ionosféry) nad ionopauzou se na denní straně planety objevuje rázová vlna neexistuje magnetický ohon ani radiační pásy Venuše má tzv. indukovanou pseudomagnetosféru a magnetické pole s intenzitou 150 nt na denní straně a 10 nt na noční straně

39 Mars Planeta bez magnetického pole neexistence magnetického pole (pevné jádro) v horninách na povrchu bylo sondou Mars Global Surveyor detekováno zbytkové magnetické pole, v minulosti tedy Mars magnetické pole měl kromě výrazně zmagnetizovaných povrchových hornin vykazují zmagnetizování také marsovské meteority pole mělo pravděpodobně dipólový charakter (magnetický dipólový moment odpovídal přibližně 1/10 zemského dipólového momentu) Indukovaná pseudomagnetosféra podobně jako u Venuše vzniká i u Marsu indukovaná pseudomagnetosféra důsledek interakce částic slunečního větru s atmosférou Marsu pseudomagnetosféra je jen velmi slabá podařilo se odhalit rázovou vlnu na denní straně a magnetický pseudoohon

40 Magnetosféry plynných a ledových obrů charakteristická jsou extrémně silná magnetická pole uplatňuje se efekt tekutinového dynama u Jupiteru a Saturnu je generování magnetického pole umocněno přítomností kovového vodíku

41 Plynní vs. ledoví obři nezaměňovat prosím Plynní obři Jupiter a Saturn obsahují především vodík (více než 90 hmot. %) svrchní atmosféra z plynného H 2 kontinuálně přechází v kapalný vodíkový plášť, který se ve velkých hloubkách mění ve vrstvu ionizovaného kovového vodíku neexistují ostré přechody mezi jednotlivými fázemi v nitru plynných obrů se nachází relativně malé a velmi horké kapalné hlinitokřemičitanové jádro Ledoví obři Uran a Neptun v porovnání s plynnými obry mají obě planety nevýrazné vodíkové obálky (představují méně než 20 hmot. %), zcela chybí vrstva kovového vodíku pod svrchní vodíkovou obálkou se nachází vrstva výrazně obohacená o těžší prvky O, C, N či S jelikož se tyto těžké prvky do protoplanet dostávaly buď v podobě ledových materiálů (zmrzlá pevná fáze např. H 2 O, NH 3 či CH 4 ) nebo jako plyny uvězněné v klathrátech z vodního ledu, vžilo se pro Uran a Neptun označení Ledoví obři a tyto těžké prvky se i nadále označují jako ledové materiály (v angličtině stručně ices ) protože se však vrstva bohatá na ledové materiály nachází pod vysokým tlakem, jsou tyto ledové materiály ve zvláštní fázi a tvoří tzv. superkritickou tekutinu (v žádném případě se tedy nejedná o klasický studený led )

42 Vnitřní struktura obřích planet

43 Vnitřní struktura obřích planet nitra jsou kapalná a obsahují elektricky vodivý materiál: kovový vodík nebo směs H 2 O, CH 4 a NH 3 s obsahem iontů (tzv. ledové materiály) planety mají nízké střední hustoty, Neptun: kg.m -3 (největší hustota), Saturn: 690 kg.m -3 (nejmenší hustota) Jupiter a Saturn mají železokamenné jádro o průměru cca km zahřáté na C, díky vysoké teplotě a tlaku jsou křemičitany v kapalném skupenství, nad jádrem leží vrstva kapalného kovového vodíku nitra Uranu a Neptunu tvoří malé železokamenné jádro o průměru cca km, nad nímž se nachází asi km vysoká vrstva ledových materiálů (zejména H 2 O ve fázi superkritické tekutiny) Uran a Neptun mají díky vysokému obohacení ledovými materiály oproti plynným obrům vyšší střední hustoty střední hustota Neptunu (1 670 kg.m -3 ) je vyšší než Uranu (1 270 kg.m -3 ), Neptun by měl obsahovat více ledových a kamenných materiálů -> Neptun vzniknul blíže ke Slunci než Uran

44 Vnitřní struktura obřích planet až na Uran mají všechny obří planety poměrně výrazný přebytek infračerveného záření energie, která zahřála nitro, pochází z akrece, gravitačního smršťování a diferenciace nitra helium pozvolna klesá do centrálních oblastí planety a dochází k jeho úbytku ve svrchních vrstvách atmosféry, rozdíl činí řádově procenta jádra Uranu a Neptunu jsou horká a konvektivní u Uranu však konvekci něco brzdí (nejspíše se jedná o určitou vrstvu položenou ve větší hloubce s vyšším zastoupením těžších molekul) je však také možné, že se Uran nahromaděného tepla, jež pochází z období vzniku planety, zbavil neznámým rychlým procesem už v minulosti Uran rovněž vykazuje nejsložitější vnitřní uspořádání, není možné na něj aplikovat jednoduchý třísložkový model (oddělené vrstvy horniny, ledových materiálů a plynu), který by korespondoval s měřením gravitačního pole planety), u Uranu tak patrně dochází k prolínání jednotlivých vrstev

45 Kovový vodík Pevný vodík v roce 2017 se objevily zprávy o výrobě kovového vodíku v laboratoři Harvardovy univerzity prostřednictvím diamantové kovadliny (tlak cca. 500 GPa), experiment se však nepodařilo zopakovat Tři fáze pevného vodíku Fáze I volná rotace molekul vodíku Fáze II existuje při tlacích nad 100 GPa a teplotách pod 100 K, molekuly jsou zamrzlé a nemohou rotovat Fáze III vzniká při tlacích nad 150 GPa, vznik elektrického dipólového momentu, nerovnoměrné rozdělení elektrického náboje, oba elektrony v molekule vodíku jsou blíže jednomu z protonů Kapalný molekulární vodík při tlaku 140 GPa a teplotě K má kapalný vodík (na rozdíl od pevného vodíku) vlastnosti kovu elektrony se stávají součástí vodivostního pásu, vzniká zřejmě elektronový plyn a molekulární ionty H 3 + a H 2 +

46 Jupiter Planeta s nejsilnějším magnetickým polem silné magnetické pole vzniká díky obřím rozměrům planety, její plynnokapalné povaze a velice rychlé rotaci Jupiter je největší a zároveň nejrychleji rotující planeta ve Sluneční soustavě rychlý oběh podpovrchových vrstev, v různých hloubkách rotují vrstvy s různou rychlostí (diferenciální rotace) v nitru se navíc nachází kovový vodík zasahující až do vzdálenosti 0,75 poloměru od středu planety výsledkem je magnetické pole, jehož hodnota v rovníkových oblastech dosahuje intenzity 430 mt s dipólovým momentem T.m 3

47 Magnetosféra Jupiteru na denní straně zasahuje magnetosféra do vzdálenosti 90ti násobku poloměru planety magnetický ohon na noční straně má délku 5 AU a sahá tak až k planetě Saturn magnetosféra je v podélném směru 100krát větší než magnetosféra pozemská vyskytují se čelní rázová vlna, polární kaspy, radiační pásy, tekoucí proudy i polární záře výjimečný je také vliv Jupiterových měsíců

48 Io Sopečná činnost slapové působení Jupiteru na Io vede k extrémní sopečné aktivitě sopky chrlí do okolí především atomy síry, které se dostávají do kontaktu s nabitými částicemi z vnějších radiačních pásů Jupiteru tyto kolize vymrští částice síry do volného prostoru mimo původní atmosféru Io ve volném prostoru jsou atomy síry vystaveny účinku UV záření a jsou ionizovány minoritně se uplatňuje také ionizace při srážkách s částicemi radiačních pásů nebo ionizace nábojovou výměnou

49 Io Plazmový torus ionty síry jsou formovány magnetickým polem Jupiteru do širokého plazmového toru, který se nachází přibližně na hranici oběžné dráhy měsíce Io torus vzniká působením magnetického pole Jupiteru, neleží tedy v rovině oběžné dráhy Io, ale je rozprostřen podél magnetického rovníku planety, který je vůči oběžné dráze Io skloněn o cca. 10 elektricky nabité částice z toru deformují dipólové magnetické pole Jupiteru: stlačují ho v polárních oblastech a roztahují v rovníkových oblastech přes měsíček Io se uzavírají některé z elektrických proudů tekoucích podél magnetických silokřivek (Birkelandovy proudy) teplo uvolněné při tečení elektrických proudů přes Io pomáhá udržovat v chodu sopečnou činnost(dominantní vliv však má slapové působení) torus (anuloid)

50 Ganymedes, Europa, Callisto Ganymedes jediný měsíc s vlastním magnetickým polem a magnetosférou intentzita magnetického pole asi 750 nt dipólový charakter Europa indukované proměnné magnetické pole dipólového charakteru o intenzitě asi 120 nt změny magnetického pole má na svědomí patrně podpovrchový oceán kapalné vody Callisto indukované proměnné magnetické pole dipólového charakteru, slabší než na Europě změny magnetického pole opět nejspíše souvisí s podpovrchovým oceánem kapalné vody

51 Saturn magnetické pole má výraznější dipólový charakter než magnetické pole Jupiteru velikost magnetosféry je dána zejména rozměry planety a dosahuje asi 1/5 velikosti magnetosféry Jupiteru intenzita magnet. pole v rovníkových oblastech dosahuje 21 mt s dipólovým momentem 4, T.m 3 (35krát méně než u Jupiteru) sklon osy magnetického pole vůči rotační ose planety činí pouze 1 čelní rázová vlna před denní stranou planety se nachází ve vzdálenosti čtyřicetinásobku poloměru planety magnetický ohon dosahuje délky několika set násobků poloměru planety pozorovány polární záře, radiační pásy, elektrické proudy v magnetosféře i magnetické bouře detekována korotující plazmosféra (vnitřní a vnější) plazmosféra je ovlivňována přítomností Saturnových měsíců, které v daných oblastech zachytávají nabité částice

52 Titan UV záření, nábojová výměna a interakce částic Titanovy atmosféry s částicemi radiačních pásů vytváří kolem Titanu ionosféru vzniká indukovaná magnetosféra, která deformuje magnetosféru Saturnu

53 Uran osa magnetického pole je skloněna vůči rotační ose planety o 58,6 protože však má rotační osa Uranu vůči rovině jeho oběhu sklon 98, je magnetické pole svým sklonem podobné ostatním planetám magnetické pole má dipólový charakter čelní rázová vlna se nachází ve vzdálenosti 33 poloměrů planety magnetický ohon formující se za planetou je díky sklonu rotační osy stočen do šroubovicovitého tvaru střed magnetického dipólu je posunut až o 70 % poloměru Uranu nad geom. střed planety magnetické pole se rodí nepříliš hluboko pod povrchem, pod vrstvami kapalného vodíku a hélia, v oblasti složené z ledových materiálů (zejména H 2 O a NH 3 ) Uran je ideální planetou pro studium tekutinového dynama, protože střed magnetického dipólu je posunut směrem k povrchu planety a tudíž jej nekryje tolik materiálu jako u ostatních planet díky nepřítomnosti kovového vodíku, menším rozměrům a pomalejší rotaci planety má magnetické pole v rovníkových oblastech intenzitu 23 mt a dipólový moment 0, T.m 3 existují náznaky přítomnosti kvadrupólového momentu

54 Neptun podobně jako Uran nemá ani Neptun zónu kovového vodíku magnetické pole je dipólové a sklon jeho osy činí 46,8 v rovníkových oblastech dosahuje intenzita magnetického pole 14 mt a dipólový moment 0, T.m 3 střed magnetického dipólu je posunut přibližně o 50 % poloměru Neptunu nad geometrický střed planety magnetosféra zasahuje do vzdálenosti 34 poloměrů Neptunu a je ve srovnání s ostatními magnetosférami planet velmi klidná přítomen kvadrupólový moment (je silnější než moment dipólový)

55 Použitá a doporučená literatura Atreya, S., K., Pollack, J., B., a Matthews, M., S. (1989): Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. The University of Arizona Press. Lewis, J., S. (1997): Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press. Kippenhahn, R. (1999): Odhalená tajemství Slunce. Mladá fronta. Bakich, M., E. (2000): The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. Taylor, S., R. (2001): Solar System Evolution. Cambridge University Press. Pokorný, Z. (2005): Planety. Aventinum. Glatzmaier, G., A. (2006): Geodynamo. Scientific American (české vydání): Kulhánek, P. a Rozehnal, J. (2007): Hvězdy, planety, magnety. Mladá fronta. Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. Cambridge University Press. Jones, B., W. (2007): Discovering the Solar System. John Wiley and Sons Ltd. Kenneth, L., R. (2011): The Cambridge Guide to the Solar Systém (second edition). Cambridge University Press. Švanda, M. (2012): Slunce. Aventinum. Švanda, M. (Leden 2013): Jak vypadá heliosféra?. Astropis. Hofstadter, M. (2013): The Case for a Uanus Orbiter. White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, , Jet Propulsion Laboratory. Hofstadter, M. (2013): The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune. White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, , Jet Propulsion Laboratory.