Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí umělých družic (04)

Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí umělých družic (04) Aleš Bezděk, Astronomický ústav AV ČR http://www.asu.cas.cz/~bezdek/prednasky/ Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 1

Větry v termosféře Hlavním módem rotace vysoké atmosféry je korotace se Zemí. Tato rychlost činí ve výšce 300 km na rovníku asi 500 m/s, na 60 zeměpisné šířky polovinu této hodnoty. Stavové parametry vysoké atmosféry závisí globálně především na přísunu energie ze slunečního UV, takže jsou ovlivňovány polohou Slunce vůči Zemi a množstvím UV v danou chvíli ze Slunci proudící. Na měřeních z družic je dobře patrné pravidelné změny teploty a hustoty v závislosti na lokálním slunečním čase (viz Dýchání vysoké atmosféry, přednáška č. 3, str. 24-5). Vzhledem k přibližné platnosti stavové rovnice ideálního plynu pro jednotlivé složky termosféry vykazuje podobné pravidelné změny mezi dnem a nocí také tlak. Na obr. 3.31 jsou změny tlaku při rovnodennosti ve výšce 300 km pro stř. šířky, na obr. 3.32 pro celou Zemi: Blízko rovníku existuje v odpoledních hodinách dobře ohraničená zóna vysokého tlaku, které se říkává tlakové vydutí (pressure bulge). Oproti němu je oblast nízkého tlaku v časných ranních hodinách mnohem plošší. Rozdíly tlaku mezi tlakovou výší a níží vyvolávají poměrně značné větrné proudění, dosahující ve středních šířkách rychlosti až 200 m/s. Vzhledem k periodě 24 hodin se těmto větrům říká slapové větry (tidal winds). Existují celá řada dalších mechanizmů vyvolávajících proudění. Např. v polární vysoké atmosféře mohou intenzivní elektrická pole značně urychlit ionty, které pak třením předávají část své kinetické energie neutrálním částicím, a tím mohou vzniknout větry o rychlostech až 1000 m/s. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 2

Ionosféra Ionizovaná složka vysoké atmosféry. Přes její stopový výskyt má existence této nabité složky důležité projevy: Umožňuje tok elektrických proudů, což vede k poruchám mg. pole a elektrodynamické tvorbě tepla. Ovlivňuje dynamiku vysoké atmosféry generováním nebo zpomalováním termosférických větrů. Má vliv na elmg. vlny, ať už jejich odraz a lom nebo zeslabování či rotaci roviny polarizace. Ohledně existence vodivé vrstvy ve vysoké atmosféře bylo poměrně záhy mnoho spekulací, např. Gauß r. 1839 či Kelvin r. 1860 navrhovali vysvětlení fluktuací geomg. pole pomocí proudů ve vysoké atmosféře. Fyzikální mechanizmus zůstával záhadou, neboť až do r. 1900 nebyla obecně uznávána možnost existence volných elektronů. Roku 1901 Marconi poprvé vysílal radiové vlny přes Atlantik, což vysvětlili nezávisle Kennelly, Heaviside a Lodge odrazem vln od volných nositelů náboje ve vysoké atmosféře. Přesto zůstala existence Kennelly-Heavisideovy vrstvy spornou otázkou ( akademický mýtus ) až do r. 1924, kdy dvě nezávislé skupiny, Breit a Tuve v USA a Appleton a Barnett v Anglii, prokázaly reálnou existenci ionosféry pomocí speciálně připravených experimentů s rádiovými vlnami. Monitorování ionosféry pomocí rádiových vln stále probíhá, na světě je 100 ionosférických stanic, které sledují strukturu a variabilitu ionosféry s využitím odrazu rádiových vln (echolokace). Ionosféru dále ze zemského povrchu zkoumají radary technikou nekorentního zpětného rozptylu (incoherent backscatter). Kromě pozemních měření zkoumá ionosféru in situ mnoho umělých družic. U nás se fyzikou ionosféry zabývá zejména Ústav fyziky atmosféry AV ČR, který provozuje ionosférickou observatoř v Průhonicích a jehož pracovníci také postavili a vypustili družice řady Magion (na obr. je Magion 1). Magion, označení řady československých a českých malých družic, vypouštěných sovětskými a ruskými raketami. Sloužily ke komplexnímu zkoumání vlastností zemské magnetosféry a ionosféry. 1978 96 vypuštěno celkem pět těchto družic (1978, 1989, 1991, 1995 a 1996), vždy v páru s většími družicemi sovětskými (ruskými). Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 3

Výškové profily ionosférických stavových parametrů Obecně jsou všechny stavové parametry neutrálního plynu použitelné i na iontový nebo elektronový plyn. Na obr. 4.1 je výškový profil ionosférické elektronové hustoty: Je patrné, že nosiče náboje tvoří jistou vrstvu, jejíž maximum leží v tomto případě ve výšce 240 km s tloušťkou asi 120 km, max. hustota dosahuje 5.10 11 m -3 (neutrální atm. zde má hustotu řádu 10 15 m -3 ). Tyto parametry jsou značně proměnlivé, typické denní fluktuace jsou: Vzhledem k tomu, že ionosféra je všude kvazineutrální směs plynů nesoucích náboj, hustota pozitivních iontů se přibližně shoduje s elektronovou. Srovnáme-li hustotu iontů a elektronů n m s hustotou neutrální atmosféry n n (obr. 2.11), ukazuje se, že vysoká atmosféra je pouze slabě ionizovaná n m /n n <<1. Typické hodnoty poměru n m /n n jsou 10-2 na horní hranici ionosféry v 1000 km, 10-3 v maximu a 10-8 ve výšce 100 km. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 4

Výškové profily ionosférických stavových parametrů Na obr. 4.2 je iontové složení ionosféry: elektronová hustota e - je stejná jako na obr. 4.1, ale pík není tak dobře patrný, protože zde máme logaritmickou škálu molekulární ionty O 2 + a NO + jsou dominantní v nízké ionosféře v maximu je primární iont O +, což je v souladu s převahou atomárního kyslíku O v termosféře překvapivě chybí větší množštví iontů He + a dochází rovnou k přechodu O + na H + jakožto hlavní složky vysoké ionosféry Iontové složení je vodítkem k rozdělení ionosféry na několik vrstev: Nejvyšší oblast ionosféry s převládajícími ionty H +, zvaná plazmosféra nebo protonosféra, nebývá trochu překvapivě k ionosféře jako takové počítána. Hodnoty pro výšky v tab. 4.1 jsou pouze typické, např. k přechodu od O + k H + může dojít v rozsahu 600-2000 km. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 5

Ionosféra výškový profil teploty Typické výškové profily teplot v ionosféře jsou na obr. 4.3: Elektrony jsou v teplotní rovnováze s neutrální složkou pouze v nízké ionosféře, od 150 km výše elektronová teplota prudce roste, a na rozdíl od neutrálního plynu se neblíží žádné limitní hodnotě. V plazmosféře tedy musí existovat nějaký zdroj, ze kterého teplo proudí směrem dolů. Vzhledem k mnohem vyššímu účinnému průřezu interakce zůstává iontová složka s neutrální v teplotní rovnováze až do výšky 350 km. Různé teploty tří plynných složek znamenají, že dochází ke stálému předávání tepla od elektronů a iontů neutrálním částicím, a tento mechanizmus je ve dne ve výškách nad 250 km hlavním zdrojem ohřevu neutrální vysoké atmosféry (ve výškách pod 150 km je hlavním zdrojem ohřevu fotodisociace O 2, v pásu 150-250 km exotermní chemické reakce). V noci všechny tři teploty silně klesnou a pro výšky pod 500 km přibližně platí T n T i T e. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 6

Ohřev termosféry ionosférickými proudy v polárních oválech V ionosféře vzniká v oblasti polárních čepiček a polárních oválů díky ionizaci několik typů elektrických proudů daných pohybem nabitých částic ionosféry (pro ilustraci viz obr. 7.10). V nižší ionosféře, ve vrstvě E (výšky asi 90-170 km), dochází vzhledem k vyšší hustotě neutrálních částic ke tření mezi driftujícími nabitými ionty a částicemi neutrální atmosféry. To vede jednak ke zrychlení neutrálních částic, vzniká tak větrné proudění neutrální termosféry, ale hlavně se takto disipuje energie uspořádaného pohybu iontů na tepelnou energii částic neutrální termosféry. Tento mechanizmus vytváření tepla je ekvivalentní uvolňování Jouleova tepla při průtoku elektrického proudu vodičem. Takto mohou teplo uvolňovat pouze proudy tekoucí ve směru elektrického pole (v našem případě tzv. Pedersenovy proudy), protože se jedná o energii spotřebovanou na úkor tohoto elektrického pole. Maximálních hodnot dosahuje toto předávání tepla termosféře od ionosférických proudů nad polárními ovály ve výškách asi 130 km, kde se tak uvolňuje až 10-7 W.m -3. To je několikanásobek produkce tepla absorpcí UV záření v těchto výškách (přednáška č. 3, str. 23), takže pro polární termosféru jsou ionosférické proudy významným zdrojem ohřevu. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 7

Geosférické bouře Termín geosférická bouře označuje jev, kdy dochází k silné disipaci energie slunečního větru do kosmického prostoru v blízkosti Země. (disipace energie = nevratná přeměna energie v jiný druh energie) g. b. obvykle trvají 1-3 dny a dochází při nich k disipaci energie až 10 12 W, což je několikanásobek obvyklých hodnot energie, kterou předává sluneční vítr magnetosféře g. b. bývají ovlivněny všechny oblasti kosmického prostoru, a vykazují tak známky poruch. Historicky byly první pozorovány v 18. st. poruchy mg. pole, dlouhá tradice jejich měření a globální pokrytí Země jsou důvodem, proč dodneška slouží měřené poruchy mg. pole k popisu intenzity i prostorové variability g. b. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 8

Magnetické bouře Magnetické pole na zemském povrchu není statické, neustále se mění na všech časových škálách. Je důležité, že se zde rozlišují pravidelné a nepravidelné poruchy. Pravidelné poruchy geomg. pole: fluktuace malých amplitud při malé disipaci energie slunečního větru opakují se den od dne stejným způsobem jsou působeny slapovými větry v termosféře, které vyvolávají elektrické proudy (slapové proudy) Nepravidelné poruchy geomg. pole: jsou nazývány magnetická aktivita poruchy dosahují značných amplitud svým charakterem i fyzikálními mechanizmy se dosti liší pro rovníkové, střední a polární oblasti Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 9

Magnetické bouře Magnetická aktivita v nízkých šířkách: je popsána indexem Dst (Disturbance storm) charakteristický je pokles horizontální intenzity mg. pole, běžná mg. bouře -150 nt, silná mg. bouře -300 nt (jednou za několik let či dekád) mechanizmus vyvolávající bouře je zesílení magnetosférického prstencového proudu způsobené vstupem energetických částic do vnitřní magnetosféry Magnetická aktivita v polárních šířkách: poruchy v intenzitě mg. pole jsou mnohem větší než na rovníku, typicky dosahují hodnot 1500 nt, a jsou pozitivní i negativní, jsou pozorovány velké časové fluktuace, průběh bouře v jednotlivých stanicích se liší původcem těchto poruch jsou ionosférické proudy je charakterizována indexem AE (auroral electrojet) Magnetická aktivita ve středních šířkách: působena kombinací magnetosférického prstencového proudu a polárních ionosférických proudů, a dalších proudů index Kp (něm. Kennzahl, planetar, zavedl Bartels r. 1949) je nejčastější charakteristika mg. aktivity nejen ve stř. šířkách, ale dobře charakterizuje celkovou mg. aktivitu pro celou zemi (a tak také globální míru disipace energie slunečního větru) jeho hodnota pro celou planetu je stanovena každé tři hodiny v kvazilogaritmické škále (0..velmi klidné geomg. pole, 9..velmi narušené) ke každé hodnotě indexu Kp existuje ekvivalentní lineární hodnota, která se nazývá ap index (tab. 8.1). Průměrná hodnota ap indexů pro jeden den dává Ap index, který je vedle Kp také často používán Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 10

Termosférické bouře Značná část energie slunečního větru absorbovaná během geosférické bouře je disipovaná elektrickými proudy a dopadem částic do polární vysoké atmosféry. Zahřátí atmosféry je tak intenzivní, že vytváří nejen lokální, ale globální poruchy termosféry. Tento proces nazýváme termosférická bouře. vzhledem k pozorovaným vysokým rychlostem větrů se hodí slovo bouře, navíc jsou ale ovlivněny i ostatní stavové parametry jako je teplota, hustota a složení termosféry. Poruchy ve složení termosféry ve vysokých a středních mg. šířkách Pozoruje se, že během termosférických bouří hustota těžších plynů vzrůstá, kdežto lehčích plynů klesá. Družice s měřicím přístrojem na palubě (obr. nahoře) zaznamená oblast se změněným složením už ve středních šířkách. Na obr. 8.15 jsou relativní změny hustoty jednotlivých složek při porušeném mg. poli vůči klidným podmínkám jako funkce mg. šířky: hustota argonu vzrostla 80krát, molekulárního dusíko 10krát hustota atomového kyslíku klesla na polovinu, hélia na desetinu tyto poruchy hustot vznikají v polárních šířkách, a do středních šířek jsou transportovány silnými větry Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 11

Termosférické bouře Poruchy hustoty v nižších mg. šířkách Poruchy hustoty termosféry blízko mg. rovníku se chovají jinak než poruchy ve vyšších šířkách. Na obr. 8.17 je mg. bouře, indikovaná indexem AE v horním panelu, a relativní poruchy hustoty jednotlivých plynů: Na rozdíl od polárních šířek v okolí rovníku hustota všech plynů se při mg. bouři zvýšila. Zjevně zde musí fungovat jiný princip ohřevu. Je vidět, že pozorované poruchy dospěly z polárních oblastí, kde se termosféra zahřála, až na rovník velice rychle, za necelé 4 hodiny po začátku mg. aktivity. To lze vysvětlit např. šířením specifického typu vln v termosféře (TAD = travelling ionospheric disturbance). Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 12

Reakce termosféry na zvýšení toku UV a geomg. aktivity Na obrázku jsou vynesené změny hustoty termosféry z reálných dat akcelerometru Cactus na palubě družice Castor. Na horním panelu je rádiový tok na 10,7 cm (CI) jakožto index charakterizující variace v toku UV do vysoké atmosféry. Na Slunci bylo v tu dobu nějaké aktivní centrum, které rotovalo s povrchem. Na prostředním panelu je vidět korelace mezi některými variacemi hustoty v perigeu Castora (asi 270 km) a indexu CI. Totéž platí pro poruchy geomg. pole zachycené indexem Ap. Je možné najít celou řadu korelovaných píků mezi Ap a hustotou termosféry. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 13

Slunce příčina geosférických bouří Bezprostřední příčinou vzniku geosférických bouří je velké zvýšení přenosu energie slunečního větru do magnetosféry. Podmínky příznivé pro tento zvýšený přenos jsou větší rychlost slunečního větru a značné porušení meziplanetárního mg. pole. To je zobrazeno na obr. 8.23. Zatímco rychlost slunečního větru vzrostla relativně nepříliš výrazně (< 30 %), existuje silná korelace mezi indexem Dst geomg. aktivity a poruchou v meziplanetárním mg. poli. Mezi příčinné mechanizmy této poruchy meziplanetárního mg. pole patří procesy na Slunci: koronální výrony hmoty a oblasti interakce mezi koronálními děrami a koronálními výtrysky. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 14

Sluneční výrony hmoty a magnetické oblaky Na počátku 70. let 20. století začalo být možné dlouhodobě sledovat sluneční korónu nad rušivou zemskou atmosférou pomocí koronografů na palubě umělých družic. Brzy byl zjištěn pozoruhodný jev. Na obr. 8.24 vidíme postupně narůstající smyčku plynu (a v ní ještě druhou) uzavírající v sobě tmavší, tj. chladnější oblast vnitřní koróny, která se během několika hodin od Slunce odpoutává a odnáší ze Slunce obrovské množství plynu. Tento jev byl nazván koronální či sluneční výron hmoty (ang. CME/SME, coronal/solar mass ejection) a hmota odneseného plynu dosahuje 10 12-10 13 kg. Střední rychlost tohoto oblaku částic je 500 m/s (značné variace 50-1800 m/s), stř. kinetická energie 10 23 až 10 25 J. Existuje úzká vazba mezi pozorováními oblaků hmoty se zvýšenou mg. intenzitou, nízkou teplotou a hustotou (tzv. magnetický oblak) a mezi výskytem koronálních výronů hmoty. Dále byla pozorována korelace mezi vnořením Země do mg. oblaku a začátkem geosférické bouře. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 15

Korotující interakční oblasti Kromě geosférických bouří vyvolaných jednotlivě magnetickými oblaky existují také g. b., které se opakují. Jedná se o bouře s periodou 27 dnů často pozorované během klesající sluneční aktivity. Zjevně mají zdroj, který je aktivní delší dobu a korotuje přitom se Sluncem. Bartels nazval kdysi tyto zdroje názvem M oblasti (jako magneticky působící). Dnes byly identifikovány jako hranice mezi koronálními děrami a koronálními výtrysky (obr. 6.8). Zatímco koronální díry jsou zdrojem rychlého slunečního větru, z koronálních výtrysků vychází pomalý sluneční vítr. Různé rychlosti částic vedou ke stlačení plazmatu, a tím ke stlačení zamrzlého mg. pole, což vede k poruše meziplanetárního mg. pole. Při průchodu Země místem stlačení dochází ke vzniku geosférických bouří. Tyto oblasti interakce jsou takto příčinou vzniku periodicky se opakujících geosférických bouří. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 16

Sluneční erupce Za příčinu geosférických bouří byly po dlouhé roky pokládány sluneční erupce. Jedná se o silně lokalizované (<0,1 Rs) a krátkodobé (< 1 h) uvolnění obrovského množství energie (až 10 25 J). Dnes se o této kauzální vazbě vážně pochybuje, i když sluneční erupce působí ve vysoké atmosféře malé, ale zřetelně identifikovatelné poruchy. Ze sluneční erupce nejprve na zemi dorazí elmg. záření. Příslušná oblast na Slunci se náhle zjasní v různých vlnových délkách. Na obr. 8.28 je pozorování typického časového průběhu v oborech X, EUV, Hα a rádiových vlnách. Ve vzácných případech se toto zjasnění projeví i ve viditelném světle. Frekvence výskytu s. e. obecně sleduje cyklus sluneční aktivity, přibližně 5 s. e. ročně se objeví pří nízké aktivitě, asi 70 při vysoké. Pro působení na vysokou atmosféru je důležitý nárůst v záření EUV a X, který dosahuje 10 mw/m 2 v EUV (asi dvojnásobek běžné hodnoty) a až 1 mw/m 2 pro měkké rentgenové záření (1-10 nm, faktor 10 4 běžné hodnoty toku). Kromě elmg. záření jsou během s. e. uvolňovány energetické částice, což je ale spíše vzácné. Vzhledem ke krátkému trvání nejsou poruchy vysoké atmosféry působené s. e. nejsou z hlediska ohřevu termosféry příliš významné. Dodatečná ionizace zářením EUV a X působí náhlé ionosférické poruchy (ang. sudden ionospheric disturbances, SID), což vede ke skokovým změnám v odrazových vlastnostech pro rádiové vlny. Také se zvyšuje vodivost ionosféry, což má za důsledek náhlé zvýšení ionosférických proudů a jimi vyvolaných poruch geomg. pole. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 17

Sluneční erupce Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 18

Kosmické počasí Kosmické počasí podobně jako pozemské počasí popisuje fyzikální poměry v kosmickém prostoru blízko Země. Snažíme se získat spolehlivou a co nejrychlejší předpověď kosmického počasí, která by umožňovala minimalizovat možné negativní dopady, které mají geosférické bouře nebo sluneční erupce na lidské aktivity na zemi i v kosmickém prostoru. Tento záměr se zatím daří plnit pouze částečně. Vlivy kosmického počasí na technické systémy Magnetické bouře fluktuace mg. pole během mg. bouří mohou indukovat velká napětí a proudy v dlouhých vodičích, jako jsou např. kabely vysokého napětí nebo ropovody. Často citovaný příklad je velká mg. bouře v březnu 1989, která způsobila výpadek celého energetického systému v kanadské provincii Québec (6 mil. odběratelů) na 9 hodin. Termosférické bouře během nich dochází k nárůstu hustoty neutrální termosféry (až o stovky procent) To vede ke zvýšení odporu atmosféry působícího na nízkoletící družice, což mění jejich dráhu vůči předpovězené a např. to může zkomplikovat jejich řízení nebo značně zkrátit jejich životnost. Ionosférické bouře narušení běžného režimu odrazu rádiových vln na vrstvách ionosféry. Určování polohy pomocí GPS může být ionosférickou bouří komplikováno (snížení přesnosti) nebo dokonce úplně znemožněno. Energetické částice mohou způsobit poruchy či škody na elektronických přístrojích na palubě družic nebo ohrozit zdraví lidí na oběžné dráze. Dopad většího množství energetických částic do ionosférické vrstvy D vede ke zvýšení ionizační hustoty, větší absorpci vln, což znemožňuje komunikaci přes póly (polar blackout). Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 19

Hustota vysoké atmosféry (shrnutí) V termosféře spolu jednotlivé plynné složky mezi sebou neinteragují a výškový profil koncentrace n i (h) každé složky je nezávisle od ostatních určen hydrostatickou rovnicí a rovnicí ideálního plynu (P2/8-10*). Tento s výškou exponenciálně klesající profil plynu v difuzní rovnováze je možno zapsat: kde h 0 je nějaká referenční výška, k Boltzmannova konstanta, T(h) teplota, m i hmotnost částice i-tého plynu, g(h) gravitační zrychlení. Škálová výška H i je taková výška, kdy hustota klesne na 1/e své hodnoty. Ve střední termosféře, 200-600 km, je možno brát g(h) jako přibližně konstantní. Rychlost poklesu koncentrace pro danou teplotu T určuje hmotnost částic m i (lehčí plyn např. He klesá sedmkrát pomaleji než N 2 ). To vede k výškovému rozvrstvení podle převládajících složek (P2/6): N 2 (<170 km), O (170-700 km), He (700-1700 km), H (> 1700 km) Naopak pro určitý plyn udává vztah pro škálovou výšku, že když se zvýší teplota T, hustota plynu klesá s výškou pomaleji. Jinými slovy vyšší teploty znamenají vyšší termosféricé hustoty ( dýchání vysoké atmosféry, P3/24-25). Teplota, a tedy i hustota, závisí na mnoha parametrech (P2/19). Faktory ovlivňující stavové parametry vysoké atmosféry (teplota, hustota, tlak): výška nad povrchem zeměpisná poloha na zemi (zenitový úhel Slunce kvůli slunečnímu UV) lokální čas (den/noc) den v roce (vzdálenost Země od Slunce) rotace Slunce (aktuální pozice UV emisních center vzhledem k Zemi) cyklus sluneční aktivity (celkové množství UV aktivních center na Slunci) geomagnetická aktivita (geosférické bouře, poloha vzhledem k polárním oválům) * Pozn. Označení znamená Přednášky č. 2, str. 8-10 Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 20

Zdroje ohřevu termosféry (shrnutí) Hlavní zdroje objemové produkce tepla předávaného vysoké atmosféře (termosféře) Globálně v celé atmosféře: absorpce slunečního UV záření (P3/23): ve výškách nad 150 km převládá ohřev atmosféry zářením v EUV oblasti: 10-8 W.m -3 pod 150 km pak v FUV oblasti: 1-5. 10-8 W.m -3 Pouze nad polárními ovály: Jouleovo teplo z ionosférických proudů ve výškách asi 130 km (P4/7): až 10-7 W.m -3 disipace energie částic polárního záření pro výšky pod 150 km (P3/18): asi 10-8 W.m -3 Přestože jde při ohřevu termosféry nad polárními ovály pouze o lokální zdroje tepla, jsou tyto zdroje při geosférických bouřích natolik intenzivní, že dojde ke globálnímu zvýšení teploty a hustoty v celé termosféře. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 21

Termosféra a pohyb LEO družic (shrnutí) Na družice na nízkých oběžných drahách (LEO, low earth orbits), ve výškách 100 km až 2000 km, atmosféra silou, která se nazývá odpor atmosféry. Odpor atmosféry závisí na hustotě vysoké atmosféry, která je sice nesmírně malá, ale vzhledem ke neustálému působení vede odpor atmosféry k tomu, že družice ztrácí kinetickou energii a postupně klesá (viz obrázky). Nakonec tyto nízkoletící družice sestoupí do hustších vrstev atmosféry a ve výškách 100-150 km shoří (podobně jako meteory). Variace hustoty vysoké atmosféry na mnoha časových škálách byly objeveny ze změn dráhových elementů prvních umělých družic. Zjistilo se, že vysoká atmosféra má velkou kinetickou teplotu (odtud název termosféra, P1/3) a že příčinou velkých variací hustoty termosféry jsou variace zdrojů tepla, které termosféra zahřívají, především slunečního UV záření (P3/23). Mezi družicové metody, jak sledovat změny hustoty termosféry, patří: Analýza změn dráhových elementů, zejména velké poloosy, která přímo souvisí s energií (P1/9-12). Jinou metodou je měření negravitačních sil pomocí mikroakcelerometrů. Pro družice ve výškách nižších než cca 400 km je dominantní negravitační silou právě odpor atmosféry (P1/6-8, P3/24-5). Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 22

Jihoatlantická anomálie lokální zeslabení geomg. pole 24 January 2005 Spacecraft faults are more common over the South Atlantic during times of high solar activity. It is there that a local weakness in Earth's magnetic field leads to an enhanced level of charged atomic particles which can cause damage to onboard electronic systems. This 'South Atlantic Anomaly' is illustrated here with a chart showing memory upsets to the veteran UoSAT-2 spacecraft. The image shows the distribution of memory upsets experienced by UOSAT-2. They cluster strongly over South America. Scientists and satellite operators try to shield instruments and computers against the penetrating particles and limit the use of these types of systems while drifting through the South Atlantic Anomaly. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 23

Skylab Skylab, the first US space station, was launched into orbit on May 14, 1973 as part of the Apollo program. This 91 metric ton structure was 36 meters (four stories) high, 6.7 meters in diameter and flew at an altitude of 435 km (270 miles). Skylab included eight separate solar experiments on its Apollo Telescope Mount. A movie (601 kb mpeg movie) of these images shows some of the discoveries made from Skylab including coronal holes and x-ray bright points. Coronal holes are seen as dark regions in which the hot coronal material is very thin. X-ray bright points are small, compact, short-lived brightenings that are most easily seen in the coronal holes themselves. Coronal holes were observed to rotate fairly rigidly and maintain their shape through several 27-day solar rotations in spite of the variations in rotation rate of the solar surface. When Skylab was launched it lost a solar panel and part of its external shielding. Skylab astronauts had to rig a "golden umbrella" to keep their habitat comfortable. Skylab re-entered the Earth's atmosphere in 1979 over Australia. This re-entry was a year or two earlier than expected. Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006 24