Sluneční vítr
počátek 17. století, Johannes Kepler: 19. století: sluneční aktivita ovlivňuje geomagnetickou aktivitu (pozorování Slunce + detekování změn magnetického pole měřeného na Zemi + polární záře) počátek 20. století: taily komet orientovány směrem od Slunce, ať se kometa pohybuje k němu nebo od něj ( tlak slunečního záření ) korelace mezi slunečními skvrnami a polární září by mohla být díky částicím (Birkeland, 1908) k ovlivňování dochází díky nábojově-neutrálním oblakům iontů a elektronů (Lindeman, 1919) nejprve se domnívali, že tyto se vyskytují jen přechodně (Chapman and Ferraro, 1931) 1951, Ludwig Biermann: formování ion tailů komet, které jsou orientované vždy téměř v radiálním směru výskyt náhlých změn orientace vyžaduje, aby tok slunečního větru byl nepřetržitý (ale proměnlivý) umožňuje odhad rychlosti slunečního větru
Dust tail malé pevné částečky (prach) uvolněné díky dopadajícím fotonům slunečního záření pohyb pod vlivem gravitace a tlaku Slunečního záření bílý nebo načervenalý (prachová zrnka odráží lépe světlo delších vlnových délek) Ion tail původně neutrální plyn je ionizován slunečním zářením, vznikají ionty pohyb společně se slunečním větrem (tj. směrem od Slunce) nejběžnější iont (CO+) rozptyluje modré světlo lépe než červené, ion tail bývá zdánlivě modrý
1959: Lunik 2 a 3 1961: Explorer 10 celkový náboj dopadajících iontů fluktuoval během rotace družice, indikovalo tok od Slunce analyzátor iontů; ačkoli nebylo původně zamýšleno pro studium slunečního větru, často se v něm nacházelo 1962: Mariner 2 po cestě k Venuši nasbíral 3 měsíce kontinuálních dat ze slunečního větru => otázka existence a občasný vs. nepřetržitý definitivně vyřešena
Typické charakteristiky slunečního větru poblíž Země hustota elektronů hustota protonů hustota helia 7.1 cm-3 6.6 cm-3 0.25 cm-3 eh+ He2+ unášivá rychlost 450 km/s bulk speed protonová teplota elektronová teplota 1.2 x 105 K 1.4 x 105 K těžší prvky mají typicky ~stejné tepelné rychlosti jako protony => mnohem vyšší teplota (pravděpodobný důvod: dodatečné zahřívání díky vlnám úměrné hmotnosti) stupeň ionizace těžších prvků poskytuje informaci o teplotě v místě jejich původu prakticky bezesrážkové, interval mezi srážkami ~ doba letu k Zemi, tj. cca 4 dny magnetické pole 7 x 10-9 T gyroradius protonů Alfvénova rychlost 80 km 40 km/s
Minimální / maximální naměřené hodnoty unášivá rychlost 200 km/s 400 km/s 900 km/s koncentrace 0.4 cm-3 6.5 cm-3 100 cm-3 elektronová teplota 5 x 103 K 2 x 105 K 106 K protonová teplota magnetické pole Alfvénova rychlost 3 x 103 K 0.2 nt 30 km/s 5 x 104 K 6 nt 60 km/s 106 K 80 nt 150 km/s Dva typy slunečního větru: rychlý a pomalý Rychlý vysoká rychlost malá hustota zastoupení helia 400 800 km/s 3 cm-3 3.6%, stabilní Pomalý malá rychlost vysoká hustota zastoupení helia 250 400 km/s 10 cm-3 < 2%, velmi proměnné
Chapman, 1957: statický model Coulombovské srážky => tepelná vodivost κ = κ0 T Tepelný tok: 5/2 q = κ T Z podmínky q = 0 (žádné zdroje ani ztráty, statické) + sférická symetrie: ( 1 d 2 5/2 dt r κ T 0 2 dr r dr ) = 0 Okrajová podmínka: T ( ) = 0 Má řešení: T (r) = T 0 () r0 r 2/7 Dosadíme do barometrické rovnice: ( z p(z) = p( z 0) exp z0 mg dz kt )
T (r) = T 0 () r0 r ( 2/7 z p(z) = p( z 0) exp z0 mg dz kt ) m = m p + me ( 1 r r 2 r 2/7 dr r 0 { [ ( ) ]} GM m p(r) = p 0 exp 2k T0 r 2/7 0 7 G M m r0 p(r) = p 0 exp 5 2 k T 0 r0 r ) k T0 2k T0 5/7 1 Limita r : ( p( ) = p 0 exp 7 GM m 5 2 k T 0 r0 ) Vede na konečnou konstantní hodnotu tlaku na velkých vzdálenostech => nereálné T0 ~ 106 K, z0 ~ 109 m, n0 ~ 1014 m-3 => p/p0 ~ 4.5 x 10-5 p/p0 ~ 10-9 - 10-10 (spočtené) (pozorované)
Parker, 1958: tok částic (uvažuje pohybující se částice, nikoli statickou situaci) Uvažujme sférickou symetrii. Uvažujme ustálený stav (tj. časové derivace v rovnici kontinuity a pohybové rovnici = 0). Rovnice kontinuity: Pohybová rovnice: 1 d 2 (r ρ u) = 0 2 r dr du dp GM ρu = ρ 2 dr dr r Dále předpokládáme polytropický zákon: ρ p = p0 ρ 0 ( ) γ Parker řešil pro různé hodnoty γ, my se omezíme na γ = 1 (izotermický)
p0 p = ρ ρ 0 du dp GM ρu = ρ 2 dr dr r nmu p = 2nk T du dn n mg M = 2k T 2 dr dr r 1 d 2 (r ρ u) = 0 2 r dr Po dosazení: m = m p + me ( dn 1 du 2 = nr + 2 dr u r dr r 2 n u r = konst. ( ) 1 du 2 2 k T 4kT GM u = 2 u dr m mr r Pravá strana je záporná pro: r < rc = GM m 4kT Pro r > r c je pravá strana kladná Pro r = r c musí být levá strana = 0: a) b) 2k T u(r c ) = m du =0 dr r =r ( ) c...rychlost zvuku )
(2) je zjevně nevyhovující řešení (4) nikdy neopustí sluneční koronu => nevyhovuje (3) má v blízkosti Slunce vysoké rychlosti => nevyhovuje (1) nikdy nedosáhne nadzvukových rychlostí => nevyhovuje
n r 2 Na 1 AU: 5 T e 1.4 10 K 5 T i 1.2 10 K v the 1500 km/s v thi 35 km/s Není izotermické, ale ani adiabatické: 1 < γ < 5/3 => vyžaduje dodatečný ohřev
Magnetické pole je zamrzlé => jeho topologie je určena pohybem plazmatu 1) Plazma se pohybuje radiálně 2) Na Slunci je magnetická siločára ukotvena => Archimedova spirála
Rovnice proudnic slunečního větru Komponenty rychlosti ve sférických souřadnicích (v soustavě rotující se Sluncem): U r = U SW Uθ = 0 U ϕ = Ω (r r 0 ) sin θ Diferenciální rovnice popisující odpovídající křivku (z podmínky d l U = 0 ): r sin θ d ϕ dr rdθ = = Ur Uθ Uϕ dr rdϕ = U SW Ω (r r 0 ) U SW r r 1 ln = ϕ ϕ0 ) ( r0 r0 Ω r0 r r 0 Ωr ϕ = ϕ0 + U SW
Rovnice magnetického pole (IMF) Br Ur = Bϕ Uϕ r sin θ d ϕ dr rdθ = = Br Bθ Bϕ sféricky symetrické 1 2 r Br ) = 0 ( 2 r r B = 0 B r (r) = B r (r 0 ) Po dosazení + předchozí vztahy pro U r a U ϕ : 2 r 0 Ω(r r 0 ) B ϕ (r) = B r (r 0 ) 2 sin θ U SW r Celková velikost magnetického pole: 2 B = B r + B ϕ = B r (r 0) r r 0 2 2 B 1/r r0 r 2 2 [ ( ) 1+ Ω U SW 2 r r 0 2 2 (r r 0 ) sin θ 1/2 ] B 1/r r0 r 2 2
Alfvénova rychlost B 1/r n r 2 va = B konst. μ ρ 0 Vsuvka 1: Aberace Orbitální rychlost Země ~ 30 km/s => sluneční vítr o rychlosti ~ 350 km/s nedopadá radiálně, ale pod úhlem ~4.9 o Vsuvka 2: Rotace Slunce Na rovníku ~ 24.47 dne sidereal rotation (tj. skutečná rotace Slunce) Naproti tomu: synodic rotation ~ 26.64 dne (doba, než se fixní struktura na Slunci dostane do stejné zdánlivé pozice vůči Zemi) Carringtonova rotace: 27.2753 synodic (~25.38 sidereal) odpovídá šířkám ~26 o, kde jsou typicky pozorovány sluneční skvrny
Ωr ϕ = ϕ0 + U SW
Pioneer Venus Orbiter (0.72 AU)
Ionty Magnetické pole vnáší nesymetrii. Může být T > T i T < T. Teoreticky: zachování prvního adiabatického invariantu by vedlo s rostoucí vzdáleností na zmenšování pitch úhlu. Ale není tak snadné: vlnově-částicové interakce omezují poměr teplot. Navíc: transport tepla podél magnetických siločar, u pomalého slunečního větru srážky.
Elektrony
Termination shock: sluneční vítr přestává být nadzvukový (roste hustota, teplota a magnetické pole) pozorován družicemi Voyager na vzdálenostech cca 94 AU (Voyager 1, 12/2004) a 84 AU (Voyager 2, 5/2006)
Slow-down region: rychlost klesá, hustota roste, turbulentní chování Stagnation region: rychlost ~ nulová (pozorováno od 2010) Depletion region ( magnetic highway region ): roste intenzita magnetického pole (díky zpomalování toku), umožňuje energetickým iontům z heliosféry uniknout pryč a kosmickému záření dostat se dovnitř (od 8/2012)