Slunce po Ulysses. lima čís Ca. Mgr. Lenka Soumarová, Štefánikova hvězdárna, Praha

Transkript

1 lima čís Ca Slunce po Ulysses Mgr. Lenka Soumarová, Štefánikova hvězdárna, Praha Každou sekundu produkuje Slunce ohromné množství energie, která zásobuje obyvatele Země světlem a teplem. Energie, jež byla vytvořena hluboko v srdci Slunce bouřlivým vodíkovým cyklem, putuje ze slunečního viditelného povrchu k Zemi. Jasnost povrchu však brání astronomům dívat se přímo do slunečního nitra, ačkoliv povrchová vrstva má tloušťku pouhé tisíciny slunečního poloměru. Bez přímého pohledu dovnitř je však obtížné zjistit, jak Slunce energii vyrábí, a jak se tato energie od centra k povrchu pohybuje. Naštěstí energie za sebou zanechává stopy po svém průchodu Sluncem a sluneční astronomové se v nich učí číst a snaží se zjistit, co vypovídají o nitru hvězdy. Rozluštění pohybu energie vyžaduje, abychom porozuměli, jak unikající energie interaguje s plynem u povrchu. A rozluštit, co pohyb říká o nitru, vyžaduje stopovat stezku balíků" energie nebo fotonů zpět do slunečního nitra. Fotony světla jsou vyvrhovány ze slunečního povrchu, z vrstvy zvané fotosféra silné několik set kilometrů. Blízký pohled na fotosféru odhaluje zrnité útvary, zvané granule, které jsou výsledkem pohybu plynu ve sluneční atmosféře. Granule mají průměr kolem 1000 km a více než milion jich pokrývá sluneční povrch. Dosahují hloubky kolem 300 km, jsou tedy přibližně téže tloušťky jako je fotosféra. Granule vznikají díky konvekci, přenosem tepelné energie pohybem materiálu. Hned pod fotosférou má vodíkový plyn teplotu kolem K; i tato teplota je ale malá na to, aby se elektrony osamostatnily od vodíkového jádra. To způsobuje odpor plynu k pohybu, a tak se vytvářejí granule (obr. 1). Středy granulí jsou jasnější, protože materiál vystupuje (rychlostí kolem 2 km/s) z teplejších spodních vrstev. Okolo granulí nepravidelného tvaru je tmavá ulička vyčerpaného materiálu, který je pořád ještě horký, ale jeví se tmavým, protože je o málo stovek kelvinů chladnější než 6000 K teplý plyn granulí. Pozorování granulí ukazují, že jejich životnost je průměrně 20 minut. Při pozorování pohybu plynu granulí si můžeme všimnout dalšího fenoménu zvaného 4 pětiminutové oscilace. Pohyb plynu blízko povrchu vytváří nízkofrekvenční zvukové vlny, tak zvané tlakové vlny nebo p- módy, které jsou příčinou záplat" na slunečním povrchu pulsujících s periodou kolem 5 minut. Jedním z klíčů ke zkoumání slunečního nitra je studium toho, jak se zvukové vlny od povrchu odrážejí. Jelikož teplota vzrůstá směrem dovnitř, rychlost zvuku také vzrůstá dovnitř. Vzrůst rychlosti zvuku pod fotosférou zakřivuje pohyb vln zpět na povrch. Zvukové vlny, které se šíří ven, nemohou projít povrchem, odrazí se od něj a putují dovnitř. Vzdálenost mezi odrazy v sobě zahrnuje hloubku, do které vlny pronikly. Kromě granulí a zvukových vln zjistili astronomové na Slunci i další pohyby. Granule mají svoji analogii v tzv. supergranulích. Supergranule nejsou viditelné okem, protože malý teplotní rozdíl mezi jejich středem a okrajem nezpůsobí významnou změnu jasu. Lze je zjistit pouze při pozorování pohybu plynu. Plyn pomalu vystupuje z centra těchto konvekčních buněk (zhruba 0,5 km/s) a klesá na jejich okrajích. Supergranule jsou zhruba 30x větší než granule, mají průměr kolem km, sahají do hloubky km a dožívají se" zhruba dvou dnů (obr. 2). Podobně jako granule, tak i supergranule pomáhají transportovat teplo z nižších slunečních vrstev na povrch. Zhruba km pod povrchem dosahuje teplota K. Pod touto oblastí nemá heliové jádro žádný elektronový obal. Nicméně v této oblasti jádra začínají zachytávat své první elektrony, a tím je umožněna tvorba supergranulí. Kromě pohybu granulí, supergranulí a zvukových vln je ještě jeden pohyb, který astronomy zaměstnává - rotace. Slunce rotuje dokola za 27 dní, ale protože je to jen koule plynů, není tato doba všude stejná. Jak ukázala pozorování, plyn poblíž rovníku rotuje jednou za 24 dní, kdežto oblasti kolem pólů potřebují na otočku 30 dní. Tato diferenciální rotace vyplývá z interakce mezi sluneční rotací a pohybem plynu ve vrstvách pod fotosférou. Vrstva nazývaná konvekční zasahuje až km pod fotosféru, tedy téměř čtvrtinu slunečního poloměru. Pomalu se pohybující plyn v buňkách transportuje teplo ze spodních vrstev, kde je teplota zhruba 2 miliony K, a jak se stoupající plyn blíží k povrchu, rozpíná se a chladne. Chladnější plyn klesá dolů, kde je zahříván energií z vnitřku, a tak ji stále přenáší k povrchu. Sluneční rotace hraje důležitou úlohu v dynamice konvektivní zóny. I když je příliš pomalá, aby měla vliv na pohyby v granulích a supergranulích, její vliv na velké buňky je dramatický. Rotace natahuje buňky od severu k jihu, čímž je smršťuje ve směru východozápadním. Tak buňky připomínají banány s užšími konci u pólů. Horizontální tok v uvedených buňkách je největší ve směru severozápadním. Sluneční rotace od západu k východu tak obrací pohyb hmoty původně směřující k východu zpět k rovníku. Tento pohyb se skládá s vlastní rotací a urychluje rovníkové části, které se tak pohybují rychleji než je průměr. Tok směrem k západu směřuje k pólům a působí proti rotaci, čímž zpomaluje rotaci polárních oblastí. Pohyb plynů v konvekční zóně má také moc nad slunečním magnetickým polem. Nejznámějšími projevy tohoto pole jsou sluneční skvrny. V průběhu 11 letého cyklu počet skvrn vzrůstá a jejich poloha se pomalu přesouvá z vysokých šířek do nižších. Magnetické pole se tak chová jako gumový pásek. Může se natahovat, kroutit a trhat a může se znásobit, čímž se stane silnější. Diferenciální rotace magnetické pole natahuje a ovíjí jej kolem hvězdy. Siločáry se také mohou roztrhat. Magnetické pole na povrchu může pozastavit přísun tepla a vytvářet tak chladnější skvrny. Pod konvekční vrstvou leží vrstva v zářivé rovnováze rozprostírající se od 25 do 90% poloměru. Jak název napovídá, energie se zde šíří zářením, jmenovitě fotony. Teplota vzrůstá od 2 milionů blízko konvekční vrstvy k 10 milionům K na dně vrstvy. Plyn je natolik žhavý, že jádra vodíku, hélia a dalších těžších částic jsou zcela odloučena od elektronů. Astropis 2/1996

2 Rozhraní mezi konvekční vrstvou a vrstvou v zářivé rovnováze se vyskytuje tam, kde teplota dovolí některým těžkým jádrům uchvátit elektrony. Tím se pro fotony stává obtížným projít takovým plynem, jelikož atomy zachycují a rozptylují světlo účinněji než samostatná jádra a samostatné elektrony. Vzrůst absorpce světla, tedy opacity, způsobí zachycení části záření, jež se řídí vzrůstem teploty. Atomy mají větší tepelnou kapacitu než samostatná jádra. Tyto dva efekty - vzrůst opacity a tepelné kapacity - způsobují, že účinnějším transportem energie je pohyb plynu než záření. Takže nad touto vrstvou teplo přenáší konvekce, kdežto pod ní dominuje záření (obr. 3). Všechna energie pochází z jaderných reakcí probíhajících hluboko v nitru. V centru teplota dosahuje 15 milionů K a tlak stlačuje plyn na hustotu vyšší než je hustota zlata či olova. Tyto podmínky způsobují, že vodíková jádra se slučují a vytvářejí tak helium. Tato reakce je doprovázena uvolňováním energie v oblasti rentgenového záření. Nukleární reakce probíhají v nejvnitřnějších deseti procentech Slunce, tedy v oblasti odpovídající objemem planetě Jupiter. Když jsme se na své cestě dostali až do jádra, můžeme nyní shrnout pouť energie z jejího zdroje k povrchu, kde je vyzářena do prostoru. Rentgenové záření uvolňované slučováním vodíku urazí pouze zlomek milimetru, než je atomy absorbováno a znovu vyzářeno. Putuje ze slunečního povrchu k Zemi na vzdálenost 150 milionů km něco málo přes 8 minut. Za tutéž dobu rentgenové záření ve slunečním nitru urazí pouze 1 cm. Tak se rentgenové záření jen pomalu probíjí z jádra a blíží se k vrstvě v zářivé rovnováze. Energie zahřívá čím dál více plynu, a tak teplota ve vrstvě v zářivé rovnováze klesá. Jakmile fotony dosáhnou rozhraní vrstvy v zářivé rovnováze a konvekční vrstvy, tak plyn znovu vyzáří energii na delších vlnách, nicméně stále jako rentgenové záření. Když foton vstoupí do konvekční vrstvy, zahřívá plyn. Ale místo znovuvyzáření energie nyní stoupá samotný plyn nesoucí tuto energii. Pohyb je částí velkolepého baletu ohromných buněk, které se snaží přenášet teplo k povrchu. Zhruba km od povrchu dovoluje klesající teplota vznik atomů a teplo zde transponují menší supergranule. Blíže k povrchu granule nad supergranulemi převládají a teplo k povrchu pak pře- Obr. 1 nášejí ony. Chladný a řídký plyn fotosféry je průchozí pro světlo a vyzařuje světlo pocházející z energie rentgenového záření vzniklého před miliony let v jádře. Tento model Slunce existuje desítky let a tvoří základní kámen pro pochopení procesů v jiných hvězdách. Nikdo nepochybuje, že tento model je v základech správný, ale naráží na problémy v okamžiku, kdy se jej astronomové pokoušejí zasadit do vztahu s teoretickým popisem slunečního magnetického pole. Sluneční astronomové vyvinuli dvě třídy teorií k vysvětlení chování cyklu sluneční magnetické aktivity. První je založena na domněnce, že supergranule se točí a balí na sebe magnetické pole, čímž se vysvětluje, že diferenciální rotace se musí měnit se slunečním poloměrem, abychom dostali pozorované chování cyklu aktivity. Tyto teorie tvrdí, že rychlost rotace vzrůstá směrem dovnitř konvekční vrstvy. Jinak by průměrná šířka výskytu skvrn nemohla cestovat během 11 leté periody k rovníku, jak je pozorováno. Druhá třída modelů struktury a dynamiky slunečního nitra za vznik diferenciální rotace považuje konvektivní pohyb. V těchto teoriích klesá rychlost sluneční rotace směrem do konvekční zóny. Tyto modely selhávají při vysvětlení chování magnetického pole - průměrná šířka výskytu slunečních skvrn se místo k rovníku pohybuje k pólům. Obě skupiny teorií by potřebovaly, aby sluneční cyklus byl dlouhý 1 nebo 2 roky a ne 11 let. Základním problémem je, že konvektivní pohyby vypadají příliš výkonné pro pohyb magnetických polí kolem konvektivní zóny. Přímý pohled na tyto oblasti je nemožný, protože sluneční fotosfèra je zakrývá, ale astronomové si vypůjčili trik od geologů, aby mohli pod povrch nahlédnout. Na Zemi využívají seismologové seismické vlny vznikající při zemětřeseních k výzkumu zemského nitra. Při měření vlastností zvukových vln ve fotosfère tak mohou helioseismologové určit strukturu a pohyby ve slunečním nitru. Zvukové vlny vznikající konvekcí se zachytí ve Slunci a dostanou charakter vibrací. Protože se rychlost zvuku zvětšuje se vzrůstající teplotou, mohou astronomové měřením rychlostí odlišných vln určit teplotu různých vrstev. Podobně mohou odvodit vnitřní pohyby měřením rozdílů v rychlostech vln, pohybujících se proti sobě v horizontálních směrech. Aby mohli pozorovatelé vidět" pod povrch, musí přesně určit obě struktury vln a jejich periody. To vyžaduje téměř nepřetržité sledování Slunce - jednou za minutu po dobu mnoha týdnů a s vysokým prostorovým rozlišením. Dřívější úsilí o pozorování vln poskytlo několik výsledků. Měření ukázala, že základna konvekční zóny leží v hloubce km oproti , které předpokládala teorie. Další pozorování potvrdila teoretické modely, které předpokládaly, že helium tvoří 24% hmoty v konvekční zóně. A ukazuje se, že rozdíl rotace pozorovaný na povrchu zůstává konstantní v celé konvekční zóně, což je v rozporu s oběma teoriemi cyklu sluneční aktivity. V přechodové vrstvě mezi radiační a konvekční zónou rozdíly rotace pomalu mizí. Plyn v radiační zóně rotuje přibližně stejnou rychlostí jako tuhé těleso, podobně jako Země. Tato pozorování vedou výzkumníky k závěru, že sluneční cyklus má původ v pohybech plynu přechodové vrstvy. To podporuje i povaha magnetického pole. Když se magnetické pole vytvoří v konvekční zóně, projde jí tak rychle, že konvektivní proudy mají příliš málo času na to, aby jej poznamenaly. Na druhou stranu, magnetické pole zakotvené v přechodové zóně bude narušeno rozdílnou rotací a zkrouceno a nataženo konvektivními proudy, které do této vrstvy shora pronikají. Slunce po Ulysses

3 Konvektivní Pokrok nového modelu může být urychlen dvěma novými pokusy pozorovat sluneční vlny a oscilace (obr. 4). Většina slunečních observatoří může Slunce pozorovat hodin denně, pokud ovšem počasí spolupracuje". Z jižního pólu pozorovali astronomové Slunce nepřetržitě dokonce po několik dnů. Aby se situace trochu zlepšila, staví Národní sluneční observatoř v Arizoně šest identických přístrojů k měření oscilací. Tyto přístroje vytvoří síť GONG (Global Oscillation Network Group), která umožní pozorování ze šesti odlišných míst na světě. Tato síť bude Slunce nepřetržitě sledovat po dobu tří let. NASA a ESA sestavily podobný přístroj, který je instalován na družici SOHO. Tento přístroj bude dva měsíce sledovat Slunce v mnohem větším prostorovém rozlišení než GONG a navíc nebude jeho pozorování ztíženo chvěním atmosféry. Po zbytek roku bude pozorovat s poněkud menším rozlišením, a pak bude celý proces opakovat po dobu dvou let. Dohromady mohou pozorování SOHO a GONG odhalit nové informace 0 dynamice a struktuře slunečního nitra. Konkrétně mohou nová pozorování lépe vysvětlit strukturu a pohyb ve vrstvě mezi radiační a konvekční zónou. Po dvaceti letech pokusů tak budou mít astronomové možnost nahlédnout do obřích buněk konvekční zóny a závěry porovnat s dnešními modely. Mohou zjistit nové skutečnosti o radiační zóně 1 o jádru, které zůstávaly našim zrakům dodnes ukryté. Jádro může rotovat rychleji, než si dnes někteří vědci myslí, a v pravděpodobně nevýrazné radiační zóně mohou být nalezeny cirkulující Obr. 2 proudy. Pohled do Slunce bude roku 1998 nepochybně díky GONG a SOHO dramaticky odlišný od toho dnešního. Nový pohled na Slunce nám však již dnes zprostředkovala sonda Ulysses, která získala informace nejen o slunečních oscilacích, jež mohou nejlépe osvětlit procesy probíhající v nitru, ale i o slu KonvcXtrvnl jón* nečním větru a kosmických paprscích. Naše Slunce, centrum sluneční soustavy, plní neustále meziplanetární prostor plazmatem iontů a elektronů - slunečním větrem. Vzniká ve vnější sluneční atmosféře, v koróně, kde teploty milionů stupňů ionizují a excitují plyn tak dlouho, dokud nepřekoná sluneční gravitační sílu, a poté je vyvrhován ven rychlostí 300 až 1000 km/s. Stejně jako pozemské větry je i sluneční vítr velmi proměnlivý. Vyskytují se zde bouře, někdy vichřice, ale také periody. Konvekthmí vr: relativního bezvětří. Fotografie slunečního zatmění odhalily nápadné asymetrie ve struktuře sluneční koróny, nevyhnutelně vedoucí k závěru, že sluneční vítr musí kolísat s šířkou a délkou Slunce. Všechny naše znalosti o slunečním větru pocházejí z měření sond, jež se nacházely v rovině ekliptiky nebo blízko ní - tedy v rovině, jež je určená drahou oběhu Země kolem Slunce. Sluneční rovník je téměř shodný s ekliptikou, odkud nejsme schopni vidět dále než 7 na jih a na sever, a proto si už dříve fyzikové uvědomili důležitost rozšíření našeho lokálního pohledu na sluneční sféru, které říkáme heliosféra, vysláním sond mimo dvoudimenzionální svět ekliptiky - tedy nad a pod ekliptiku. Tento úkol splnila malá sonda Ulysses, jež úspěšně prozkoumala vesmírný prostor kolem obou pólů Slunce. Na polární dráhu se dostala díky gravitačnímu kopanci" Jupitera (obr. 5). Dne , 28 měsíců po navedení Jupiterem, dosáhla sonda šířky - 70 a takto oficiálně zahájila výzkum jižní polární oblasti. Výzkum trval 132 dní, tj. 5 otoček, sonda dosáhla 80,2 jižní šířky ve vzdálenosti 344 milionů km od Slunce. Pak začala severní šířka sondy narůstat a v polovině března 1995 prošla rovinou ekliptiky ve vzdálenosti 1,34 astronomické jednotky od Slunce, 80,2 severní šířky dosáhla Sonda dosáhla vysoké šířky v minimu sluneční aktivity, kdy ve struktuře koróny na pólech dominují díry - tedy chladné oblasti s nízkou hustotou a relativně malým počtem tranzientů. (Tranzient se používá pro označení velkého počtu změn v koroně např. náhlého zjasnění anebo zmizení sktruktury, expanzi, stoupání nebo roztrhnutí oblouků a pohyb různých zahuštěnin.) Když se někdy tyto koronální díry rozšíří až do blízkosti rovníku, rychlost slunečního větru v blízkosti ekliptiky narůstá. Na základě těchto pozorování a mnohaletých pozorování ze Země očekáváme, že Ulysses objeví Obr. 3 rychlý sluneční vítr nad póly. Naštěstí je to přesně to, co se stalo. Od července 1992 do dubna 1993, když se Ulysses blížila ke Slunci, dominoval ve slunečním větru jednoduchý vysokorychlostní proud jednou za sluneční otočku s pomalejším prouděním mezi jednotlivými otočkami. Po použití dat z experimentu na sondě se zjistilo, že existuje rychlý proud v jižní polární koro- 6 Astropis 2/1996

4 Obr. 4 nální díře rozšířené k rovníku. Původ pomalejšího větru byl odhalen v pásu tzv. koronálního paprsku, který obepíná sluneční magnetický rovník. Koronální paprsky jsou charakteristické přibližně radiální strukturou a elektronová hustota je vnich 3-10 krát zvýšená. Od května 1993 dominantní proud pokračoval, ale jeho rychlost občas narůstala. Vědci se domnívají, že sonda narazila na hranice mezi pásem koronálního paprsku a koronální dírou. Kolem 40 jižní šířky se sonda ponořila do slunečního větru z oblasti koronální díry, jehož rychlost je průměrně 750 km/s - tedy více než dvakrát větší než u ekliptiky. Tyto podmínky trvaly do začátku února 1995, kdy sonda klesla na 22 jižní šířky a přístroje opět registrovaly slabý sluneční vítr v pásu koronálního paprsku. Ve sledovaném období dvou let se koronální paprsek změnil. Byl úzký v šířkách kolem 45 a byl soustředěn nepatrně pod rovník. Již snímky v oboru rentgenového záření ukazují, že polární koronální díry nebyly najednou blíže k rovníku než 60, takže pás koronálního paprsku blízko slunečního povrchu může být mnohem širší, zhruba 120 v šířce. Tato dvě pozorování vedou k závěru, že se sluneční vítr těsně u Slunce podřizuje směru převažující expanze a není tedy přísně radiální. Od začátku dubna 1995 zkoumala sonda severní polokouli. Jak se dalo očekávat, sluneční vítr se chová velmi podobně jako na jižní polokouli. Vědci zjistili, že polární vítr vzniká v oblasti sluneční atmosféry o několik stovek tisíc stupňů chladnější než K teplý zdroj pomalého větru u rovníku. Mohli bychom očekávat, že vysoká rychlost vzniká spíše v horkých než chladnějších oblastech. Odkud se bere dodatečný tlak, jež vítr urychluje? Jedno řešení této záhady by mohlo ležet v chemickém složení větrů. Srovnáme-li pomalý vítr s rychlým, pak rychlý vítr je chudší na prvky jako hořčík, které se relativně snadno ionizují. Chemické složení má svůj původ patrně v chromosféře nebo v procesech vyskytujících se pod koronálními děrami. Sonda zjistila, že magnetické pole v chromosféře v polárních oblastech je organizováno průměrně tak, jak bylo předpovězeno dříve ze slunečního větru. Podle Parkerova modelu tvar pole vychází z kombinace slunečního radiálního vnějšího proudění, které vytváří linie a rotace Slunce, ke které jsou připoutány. Pole se deformuje do spirály, která je pomalejší na pólech než na rovníku. Tým studující výsledky magnetometru objevil jasné a v mnoha případech neočekávané fluktuace pole vyskytující se na všech časových škálách, a dále zjistil, že směr pole se může dramaticky změnit během několika hodin. Plazma slunečního větru se od svého úniku ze Slunce mění jen nepatrně. Překvapení je v tom, že si sluneční polární vítr podrží svoje charakteristiky dále než na vzdálenost 4 AU a větší. Pozorování tedy naznačují, že rychlý sluneční vítr pozorovaný v ekliptice vzniká ve vyšších šířkách a poskytuje tak další svědectví o neradiálním směru šíření. Další překvapení se týká intenzity pole nad póly. Sluneční íyzikové předpokládají, že ve vysokých šířkách objeví přítomnost dipólového uspořádání magnetického pole s jasnou koncentrací magnetického toku souhlasícího s magnetickým polem. Tato předpověď byla založena na extrapolaci magnetického pole na slunečním povrchu (fotosféře) měřeného ze Země. Orientace magnetického pole v období slunečního minima se jasně podobá dipólu s osami skloněnými od 10 do 20 ke sluneční rotační ose. Předpokládalo se, že otisk těchto polí vzniká magnetizovaným slunečním větrem a je nejzřejmější v radiální složce slunečního magnetického pole. Místo toho byla nalezena koncentrace magnetického toku v blízkosti pólů. Výzkumníci věří, že magnetické tlaky, které jsou v blízkosti slunečního povrchu, jsou odpovědny za přerozdělení pole v rovníkovém směru. Zde je opět důkaz naznačující velkorozměrovou divergenci slunečního toku z polárních koronálních děr. Průchod severnim Červen - říjen 95 Průchod jižním pólem Červen Listopad 1994 Setkání upiterem Únor dni Kosmické paprsky - vysokoenergetická jádra vznikající při explozích supernov - jsou významným členem rodiny částic, které představují obyvatelstvo heliosféry. Představují pouze vzorek hmoty, kterou jsme získali ze vzdálených hvězd. Od té doby, co byla uskutečněna meziplanetární mise, která zkoumala třetí heliosférickou dimenzi, si kosmičtí fyzikové pohrávají s myšlenkou, že by byli schopni detekovat úplnější vzorek částic kosmického záření nad slunečními póly. Obr. 5 Slunce po Ulysses 7

5 Tady je jejich zdůvodnění: siločáry heliosférického magnetického pole, které vystupují na pólech, by měly být deformovány sluneční rotací do spirály mnohem méně než siločáry vznikající na rovníku (obr. 6). Proto kosmické paprsky (které jsou elektricky nabity, a tedy nuceny pohybovat se podle silokřivek magnetického pole), by měly mít snadnější přístup do vnitřní heliosféry nad póly. Modely pohybu částic kosmických paprsků v heliosférickém magnetickém poli ve skutečnosti předpovídají další rovníkopólový proud, protože proud se pohybuje podle silokřivek magnetického pole, jež je v oblasti rovníku zakřiven. Existence takových vysokošířkových trychtýřů kosmických paprsků" může dovolit částicím dosáhnout Ulysses s velmi malou ztrátou energie. Po těchto závěrech můžeme studovat vlastnosti kosmických paprsků (např. jejich složení a rozložení energií) za energetickou hranici, která je v ekliptice, kde deformace magnetického pole a turbulence slunečního větru vytváří efektivní barieru nízkoenergetickým částicím. Splnila měření očekávání? Odpověd zní ne. Ačkoliv detektor částic zaznamenal více kosmického záření nad póly než v blízkosti ekliptiky, nárůst byl mnohem menší než se očekávalo, zejména v případě nízkých energií. Vysvětlení je třeba hledat ve výsledcích zkoumání magnetického pole. Nepravidelnosti v magnetickém poli pozorované nad póly, zejména jejich náhlé změny ve směru, jsou schopny rozptýlit vstupující kosmické částice, což způsobuje, že trychtýř kosmických paprsků je méně efektivní. Existence tohoto efektu byla předložena už v roce 1980 Randym Jokipiim a Josephem Kótou (University of Arizona). Naznačili, že velké směrové fluktuace magnetického pole vznikají náhodnými pohyby poloh silokřivek pole ve fotosfère, a že ty jsou překážkou kosmickým paprskům. Další modelování scénáře tohoto náhodného pohybu společně s pozorováním z Ulysses nám může sice nabídnout úplnější obraz, ale polární oblasti heliosféry nám nemohou poskytnout okno pro studium kosmických paprsků, jak jsme doufali. Jedním z prvních úkolů sondy Ulysses bylo zjistit, jak se částice s energiemi blízkými 1 milionu ev pohybují polem magneticky nabitých částic, jež se nacházejí v heliosféře, zejména z nízkých do vysokých šířek. Prioritním úkolem pro Ulysses bylo zjistit, jestli pole meziplanetárních energetických částic bude spíše řídké nad póly v období slunečního minima. Zrychlené částice se vyskytují obvykle v takových energetických případech jako jsou sluneční erupce a podél meziplanetárních rázových vln. Myslíme si, že oba tyto procesy mohou být omezeny v nízkých a středních šířkách v období slunečního minima a některé vysoce nabité energetické částice, které se tam "vytvořily, budou omezeny ve svém volném pohybu směrem k pólům, protože budou muset projít magnetickým polem, které jejich dráhu zakřiví. Vědci kolem Ulysses byli překvapeni, že našli opakující se vlny počtu částic poblíž ekliptiky ve spojitosti se společně rotujícími rázovými vlnami, přesahujícími k 70 jižní šířky, protože předpokládali, že družice nebude dále detekovat rázové vlny. Vlny, které rotují spolu se Sluncem, vznikají v meziplanetárním prostoru při interakci s dlouhožijícími rychlými a pomalými proudy slunečního větru. Pozorovateli z meziplanetární sondy se jeví, že oblasti, v nichž dochází k interakci, rotují se Sluncem a vytvářejí maximum počtu částic při každé otočce; pokaždé, když čelo rázové vlny projde přes tyto oblasti. Společně rotující vlny se podle odborníků z týmu Ulysses snad formují ve vysokých šířkách, ale ve větších vzdálenostech od Slunce než se vyskytovala Ulysses. V tomto případě se domnívají, že většina z pozorovaných částic v rozumných výškách vzniká v této vzdálenější poloze a pohybuje se dovnitř podél siločar magnetického pole. Zdroj nízkoenergetických částic je také vyžadován pro podporu urychlovacího procesu a jedním zřejmým kandidátem jsou sluneční erupce. Bez takového zdroje budou urychlující procesy pravděpodobně méně účinné. Ve skutečnosti sonda nedetekovala žádné energetické erupce při svém přechodu nad póly, které by mohly poskytnout vysvětlení, pro nedostatek opakují- Obr. 6 cích se částic zvláště v šířkách větších než 70. S jiným vysvětlením přišli Japonci: velký příčný pohyb přes siločáry pole může zachycovat částice urychlené v nižších heliografických šířkách ve společně rotujících rázových vlnách, jež jsou potom neseny k pólu. Ať platí jakýkoliv mechanismus, Ulysses odhalila nový a překvapivý aspekt chování heliosféry: hodiny" vznikající sluneční rovníkovou rotací tikají v mnohem větší míře, než se předpokládalo. Data z vysokých heliografických šířek také znamenala velký přínos pro studium mezihvězdných zachycených iontů. To jsou částice mezihvězdného plynu, které pronikají do heliosféry jako neutrální atomy, než jsou ionizovány ultrafialovým slunečním zářením, a potom jsou strženy slunečním větrem. Zachycené ionty jsou obtížně rozlišitelné v blízkosti Země, protože částice atomů jsou ještě předtím ionizovány ve vnitřní sluneční soustavě. Jedinečná dráha sondy Ulysses sahající až do vzdálenosti 5 AU opatřila mnoho informací o těchto částicích. Na základě měření sondy mohli vědci stanovit zastoupení částic mezihvězdného plynu. Jak ukazuje tabulka, ve sluneční soustavě je poměr He ku O nepatrně nižší než v mezihvězdném prostoru, ale poměr C ku O je poněkud vyšší. Důvod této skutečnosti se zkoumá. Kromě toho, při srovnání toků dvakrát ionizovaného He vznikajícího ze slunečního větru a poněkud rychlejších iontů, bylo určeno absolutní zastoupení neutrálního He v lokálním mezihvězdném prostředí. Jeho hodnota 0,015 atomu na centimetr krychlový a je ve výborném souhlasu s hustotou odvozenou nezávisle Manfredem Wittem a jeho spolupracovníky na základě dat z jiných experimentů Ulysses. 8 Astropis 2/1996

6 Už z pozemních pozorování se vědělo, že Slunce osciluje asi jako bubnová blána, jež tak vytváří akustické stojaté vlny. Tyto stojaté vlny známe jako tlakové neboli p-mód oscilace s periodu 5 minut, což odpovídá frekvenci 0,001 až 0,005 Hz. Obtížněji postižitelné jsou tzv. gravitační vlny, neboli g-mód oscilace. Domníváme se, že vznikají z hustotních změn hluboko ve Slunci a jejich jednoznačná detekce nám otvírá okno do slunečního jádra. Bylo očekáváno, že Ulysses bude detekovat jen periody vztažené ke sluneční rotaci. Místo toho však byl v datech nalezen důkaz pro mnoho oddělených periodických složek. Některé frekvence vypadají, jakoby odpovídaly opticky detekovaným p-módům. Nejvíce teorii narušují složky v mnohem menších frekvencích od 1 do 140 Hz (s periodami mnoho hodin) - dobře se hodící k předpovědím pro sluneční g-módy. Jak jsou sluneční oscilace přenášeny do heliosféry a jak jsou schopné modulovat tok energeticky nabitých částic? Vědci se domnívají, že klíč leží v pohybu supergranulí založeném na velkorozměrové konvekci na slunečním povrchu. Nabité částice jsou spojeny se Sluncem heliosférickým magnetickým polem, které svazuje částice do supergranulí. Díky skládání mnoha g-módů mohou být tyto oscilace přeneseny k částicím podél vln šířících se podél siločar magnetického pole. Tak byl nalezen důkaz pro frekvence g-módu v meziplanetárním magnetickém poli v souhlasu s hypotézou. Sonda Ulysses také jako první uskutečnila přímá měření mezihvězdného prachu. Setkala se s opakujícími se proudy prachu, jež pocházely z Jupiterovy magnetosféry. Tyto vysokorychlostní výtrysky byly naprosto neočekávané, ale byly také zaznamenány sondou Galileo, která se k planetě přiblížila. Ulysses zjistila mnoho nového o široké paletě přirozených radiových signálů z heliosférického a jupiterovského zdroje. Poměr "Mezihvězdný" "Sluneční" H/He 5,9 10 He/O N/O 0,13 0,13 Ne/O 0,20 0,14 C/O <0,15 0,42 Tab. 1 - Poměrné zastoupení částic plynu v mezihvězdném prostoru a ve sluneční soustavě. Slunce po Ulysses A co dál? Sonda bude nadále pracovat, neboť její elektronika je výborná a je schopná pracovat při plném využití všech funkcí ještě více než 5 let. Snad Ulysses opravdu přežije tak dlouho, a udělá ještě jedno přehoupnutí" přes polární oblasti Slunce v období vysoké sluneční aktivity v letech 2000 a 2001, neboť dráha má periodu 6,2 roku, což souhlasí s polovinou cyklu sluneční aktivity. Ale co bude dělat do té doby? Ulysses nyní sestupuje pomalu ze severní polární oblasti. Jak se opět přiblíží k ekliptice, nastane unikátní příležitost uskutečnit koordinovaná pozorování se sondou SOHO, která provádí rozsáhlé experimenty věnované studiu sluneční koróny a slunečního větru. Období kolem afélia ( ) bude velmi zajímavé. V průběhu tohoto intervalu bude Ulysses trávit mnoho měsíců poblíž ekliptiky v téměř konstantní vzdálenosti (kolem 5 AU) od Slunce. Při prvním aféliu byla sonda zaměstnána Jupiterem. Až se sonda dostane podruhé do vysokých šířek, očekává se, že podmínky v polárních oblastech se oproti prvnímu setkání dramaticky změní. Dosti jednoduché konfigurace, které se nacházejí v koróně v období minima s velkými koronálními dírami nad polárními oblastmi, budou nahrazeny mnohem složitějším uspořádáním, pravděpodobně zahrnujícím vysokošířkové koronální paprsky. Výtrysky jako sluneční erupce a koronální výtrysky hmoty budou dominantní aktivitou, velice rušící sluneční vítr a budou tedy podstatně ovlivňovat přenos kosmických paprsků a energetických slunečních částic. Ulysses má zřejmě naprosto jedinečné postavení, a to jak doslovně, tak obrazně ke studiu vývoje třídimenzionální heliosféry od minima k maximu aktivity po mnoho let. Je nasnadě, že žádná jiná sonda v dohledné době nebude mít šanci být takto úspěšná. 1.1 Nejsme jediný astronomický časopis v České republice, ale mohli bychom být... ASTROPIS Časopis pro astronomy amatéry Astropis Štefánikova Petřin 205 Praha hvězdárna POZOR! Nyní můžete mít 5% slevu na veškeré služby poskytované firmou PC-net. Čtěte náš inzerát na straně 15 POZOR! doc. Dr. Antonín Mrkos, CSc. ( ) 29. května v časných ranních hodinách zemřel dlouholetý pracovník observatoře na Skalnatém Plese a pozdější ředitel hvězdárny v Českých Budějovicích s pobočkou na Kleti, doc. Antonín Mrkos. Příčinnou smrti byla náhlá mozková příhoda. Doc. Mrkos byl znám především objevem mnoha nových komet a planetek, z nichž planetka číslo 1832 nese jeho jméno. RAM 9