Jak předpovídat kosmické počasí
| 6. 9. 2012Pod pojmem kosmické počasí rozumíme celý řetězec procesů začínající v nitru Slunce a končící na povrchu Země. Je statisticky doloženo, že sluneční aktivita souvisí v dlouhých časových měřítkách s klimatickými změnami a v krátkých může vyvolat různé, často až katastrofické jevy, ale prozatím nám chybí jasná představa, jak jednotlivé poznatky skloubit do konzistentní a ucelené teorie.
Hlavním faktorem, kterým Slunce na Zemi působí, je elektromagnetické záření (světlo). Celkový výkon tohoto záření je často nazýván sluneční konstanta a má hodnotu přibližně 1360 W/m2. Tato hodnota je nepatrně modulována slunečním cyklem a je překvapivě větší v období slunečního maxima, kdy část povrchu je pokryta temnými skvrnami, než v období minima sluneční aktivity. I když prozatím ne zcela prozkoumané procesy vlivu sluneční aktivity na Zemi jsou nelineární, je zřejmé, že malé změny sluneční konstanty nemohou být samy o sobě příčinou efektů, které na Zemi pozorujeme, a musíme tedy hledat takové mechanismy jinde.
Zhruba od začátku 20. století se začalo přemýšlet o alespoň sporadické existenci hmotného média vyplňujícího prostor mezi Sluncem a Zemí. Tyto spekulace byly založeny na dlouhodobých pozorováních změn magnetického pole Země a na zdánlivě nezávislých pozorováních Slunce. Protože však pozorování prováděly různé skupiny, dlouho nikoho nenapadlo výsledky porovnat. Teprve v třicátých letech minulého století byla vypozorována souvislost mezi erupcemi na Slunci a výraznými změnami magnetického pole Země. Obvyklé zpoždění mezi oběma jevy bylo 1 až 2 dny, a to vedlo k odhadu rychlosti přenosu poruchy v řádu 1000 až 2000 km/s. Stále se však předpokládalo, že jde o nepravidelně se vyskytující toky nabitých částic vystupující z jinak statické sluneční atmosféry (korony). Až podrobné studium struktury ohonu komet odhalilo v roce 1954 existenci permanentního toku nabitých částic, který vyplňuje celý meziplanetární prostor. Tento tok byl nazván sluneční vítr a za velmi zjednodušených předpokladů teoreticky popsán J. Parkerem v roce 1958, tedy ještě dříve, než mohl být sluneční vítr pozorován prvními družicemi. Podle tohoto popisu se jedná o izotermickou expanzi sluneční atmosféry. Rychlost expanze je od jisté vzdálenosti přibližně konstantní a velikost rychlosti závisí na teplotě zdroje, tj. na teplotě ve vysokých vrstvách sluneční korony. Z měření prováděných při zatměních Slunce je možno tedy teplotu slunečního větru odhadnout na zhruba 1 milion kelvinů a tomu odpovídající rychlost částic slunečního větru je pak zhruba 450 km/s. Přestože Parkerova teorie je velice zjednodušená a je založená na sporném předpokladu izotermické expanze, pozdější družicová měření potvrdila její závěry.
Druhým významným faktorem, který ovlivňuje působení slunečního větru na Zemi, je meziplanetární magnetické pole, a to zejména jeho směr. Sluneční vítr je plně ionizované kvazineutrální plazma, tudíž je možno ho považovat za elektricky dobře vodivou tekutinu, která do meziplanetárního prostoru unáší magnetické pole. Díky efektu „zamrznutí“ magnetického pole na slunečním povrchu a zároveň v expandujícím slunečním větru se v meziplanetárním prostoru vytváří charakteristická spirála. Ve skutečnosti je problém složitější, protože magnetické pole a plazma se ovlivňují navzájem. Dobře tuto souvislost ilustruje obrázek z počítačového modelu ENLIL (obr. 1), který popisuje šíření slunečního větru meziplanetárním prostorem. Obrázek barvou ukazuje změny hustoty slunečního větru. Slunce je žlutý kruh uprostřed obrázku, oběžná dráha Země je tenká kružnice. Dobře jsou viditelné oblasti zvýšené hustoty, které jsou orientovány ve směru spirálního magnetického pole.
Tuto poměrně pravidelnou strukturu narušují pozůstatky slunečních erupcí. Jak taková porucha vypadá v datech měřených družicí, představuje obr. 2. Panely ukazují (shora dolů) vývoj profilů energetického spektra iontů, rychlosti a koncentrace měřené přístrojem BMSW na družici Spektr-R během 6 hodin. V levé části je vidět klidný sluneční vítr, pomalý (o rychlosti pouze 300 km/s) a velmi řídký (koncentrace je v řádu 1 částice v cm3), v pravé části pak změny všech parametrů při příchodu meziplanetární rázové vlny. Z toho je vidět, že model poměrně dobře popisuje globální strukturu slunečního větru, ale ani největší superpočítače nedokážou modelovat takové náhlé změny parametrů a jejich šíření s dostatečnou přesností, nezbývá proto než změny slunečního větru měřit.
Šíření slunečního větru směrem k Zemi stojí v cestě překážka – geomagnetické pole. Sluneční vítr nemůže do magnetického pole Země proniknout a musí ho obtéci. Magnetická překážka však není pevné těleso, a proto se vlivem působení slunečního větru deformuje. Výsledkem vzájemné interakce je vytvoření poměrně ostře ohraničené „dutiny“ v toku slunečního větru, která se nazývá magnetosféra. Název odráží skutečnost, že veškeré procesy uvnitř této dutiny (s výjimkou nejbližšího okolí Země) jsou řízeny magnetickým polem Země, které má naopak zcela podružný vliv na dění mimo tento prostor. Plocha oddělující obě oblasti byla proto pojmenována magnetopauza.
Pro získání názornější představy o formování zemské magnetosféry je na obr. 3 ukázán výsledek výpočtu provedený globálním MHD modelem pro dvě hodnoty koncentrace plazmatu slunečního větru. Model se snaží o co nejvěrnější popis interakce, ale kvůli již zmíněným zjednodušením jsou jeho výsledky spíše kvalitativní. Obrázek ukazuje řez v rovině kolmé na rovinu ekliptiky a barvou je vyznačena hodnota koncentrace plazmatu v daném místě prostoru. Černý bod uprostřed je oblast vnitřní magnetosféry, která je v modelu nahrazena vodivou koulí o poloměru 6 Re (zemských poloměrů, 1 Re je přibližně 6400 km). Tmavě modrou oblast je možno ztotožnit s magnetosférou a světle zelená oblast v pravé části panelů odpovídá slunečnímu větru. Obě tyto oblasti jsou odděleny poměrně tlustou vrstvou, které se říká přechodová oblast a v obrázku je charakterizovaná odstíny žluté a červené. Hranice, která odděluje tuto oblast od slunečního větru, je poměrně ostrá a je důsledkem toho, že rychlost slunečního větru je mnohokrát vyšší než rychlost zvuku v tomto plazmatickém prostředí (typicky 40 až 60 km/s). Z hydrodynamického hlediska se tedy jedná o obtékání překážky nadzvukovým prouděním a před magnetopauzou se vytváří rázová vlna obdobná té, která vzniká před nadzvukovými letadly. Na rázové vlně se skokem mění parametry slunečního větru – klesá jeho rychlost a stoupá hustota a teplota. Tyto změny jsou nejvýraznější právě na čele magnetopauzy.
Na obr. 3 jsou obě hranice – rázová vlna a magnetopauza – zvýrazněny silnými čarami. Porovnáním obou částí obrázku vidíme, že pokud je hustota slunečního větru vyšší, magnetopauza (hranice blíže k Zemi) se k Zemi přibližuje a mění se i její tvar. Totéž platí i pro rázovou vlnu a pro změnu tloušťky přechodové oblasti a její parametry.
Ačkoliv dokážeme velmi přesně popsat střední polohu i tvar rázové vlny a magnetopauzy za nejrůznějších podmínek ve slunečním větru, stále existuje řada faktorů, které způsobují, že hranice jsou pozorovány daleko od své střední polohy. Identifikace těchto faktorů a kvantifikace jejich vlivu je předmětem intenzivního výzkumu. Zvláštní pozornost je věnována náhlým změnám, protože pokud jsou změny pozvolné, dochází k prosté kompresi nebo expanzi celého systému a na Zemi pozorujeme jen pomalé změny magnetického pole, které nemohou způsobit výraznější problémy.
Typickou náhlou změnou je meziplanetární rázová vlna, která se často vytváří na čele výronů koronární (sluneční) hmoty v důsledku slunečních erupcí. Příklad interakce takové rázové vlny s magnetosférou je na obr. 4. Rázová vlna je znázorněna přerušovanou svislou čarou a barva obrázku ukazuje opět rozdíl hustoty plazmatu v daném okamžiku a v době před přechodem rázové vlny. V levé části je okamžik, kdy se rázová vlna dotkla magnetopauzy, v pravé části je profil o 4 minuty později. Přechod rázové vlny vede k dramatickým změnám parametrů a deformaci celé magnetosféry, která trvá zhruba 15 minut, než se dostane do nového stabilního stavu. Takovéto změny pak vyvolávají poruchy geomagnetického pole nazývané geomagnetické bouře.
I když poruchy geomagnetického pole vyvolané meziplanetárními rázovými vlnami patří k největším, dokážeme je předpovídat s poměrně malou pravděpodobností. Přestože řada družic nepřetržitě monitoruje Slunce, neumíme prozatím říci, která z mnoha erupcí povede k výraznému výronu hmoty a zda tento výron Zemi mine bez jakéhokoli následku. Daleko spolehlivější je měření parametrů slunečního větru blíže k Zemi. Nejčastěji se používají měření sond, které jsou umístěny v Lagrangeově bodě L1 (to je bod, kde se vyrovnává gravitační působení Země a Slunce), který je od Země vzdálen přibližně 1,5 milionu km. Výhodou je možnost umístit sondu trvale na oběžnou dráhu kolem tohoto bodu, nevýhodou pak skutečnost, že porucha zde pozorovaná dorazí k Zemi za 30 až 60 minut, a máme tedy poměrně málo času na přípravu na možné následky. Přesto tento způsob již nyní využívají hlavně letecké společnosti. Změny geomagnetického pole jsou totiž doprovázeny intenzivními toky částic vysokých energií a ty mohou nenávratně poškodit elektronické systémy a způsobit silné dávky ozáření posádkám a cestujícím v letadlech, která se pohybují v blízkosti geomagnetických pólů. Částice se totiž pohybují podél siločar magnetického pole Země, a do atmosféry se tudíž dostávají právě v oblasti pólů. Pokud létáte častěji z Evropy do Severní Ameriky, pravidelná trasa vede pře severní Grónsko. V případě, že je očekávána geomagnetická bouře, jsou lety odkláněny na jižnější trasy. To sice znamená delší let a větší spotřebu paliva, ale zmenšuje nebezpečí hrozící letadlu nebo cestujícím.
Rázové vlny a jimi vyvolané poruchy geomagnetického pole ale nejsou jedinou příčinou, která může způsobit geomagnetickou bouři. Sluneční vítr přináší i mnohem méně výrazné změny, které mohou kvůli doposud dobře neprozkoumaným mechanismům vyvolávat mnohem větší poruchy, než je ta na obr. 3. Příkladem může být rekonstrukce pozorování pěti družic amerického projektu THEMIS na obr. 5. Tenkými čárkovanými čarami jsou ukázány polohy rázové vlny a magnetopauzy v klidu, plné čáry ukazují rekonstrukci jejich skutečného tvaru z pozorování zmíněných družic. Z pozorování další družice pohybující se v bodě L1 můžeme odhadnout, že příčinou této deformace bylo malé pootočení meziplanetárního magnetického pole. Takových pootočení je možno pozorovat i několik za hodinu a jen nepatrná část z nich vede k pozorovatelným efektům.
Článek vyznívá poněkud pesimisticky – prozatím neznáme zdaleka všechny příčiny poruch geomagnetického pole a ty, které známe, umíme prozatím předpovídat pouze s malou pravděpodobností. Situace je ale podobná předpovědi normálního počasí před několika málo desítkami let a je možné doufat, že pokrok ve výzkumu v dohledné budoucnosti umožní stejně dobře předpovídat i počasí kosmické.
RYCHLÉ MĚŘENÍ PARAMETRŮ SLUNEČNÍHO VĚTRU
Sluneční vítr je jedním z faktorů, kterými Slunce ovlivňuje naši Zemi, ale naše znalosti o procesech, které v něm probíhají, jsou prozatím velmi omezené. Jedním z důvodů je, že jeho základní parametry – koncentraci, rychlost a teplotu – jsme prozatím dokázali měřit s nedostatečným časovým rozlišením. Zatímco například elektrické a magnetické pole je běžně měřeno s frekvencemi řádu kHz nebo i MHz, technické problémy doposud limitovaly měření parametrů slunečního větru na malé zlomky Hz. Pro jejich určení je totiž nutno zjistit, kolik částic se pohybuje v daném směru a s jakou rychlostí (tj. změřit celou rychlostní rozdělovací funkci), a to v současné době dokážeme za zhruba 3 sekundy. Základní parametry pak představují momenty (integrály) této funkce. Podstatné zrychlení měření je z hlediska fyziky slunečního větru nesmírně důležité, protože právě kolem 1 Hz se zcela mění charakter procesů určujících disipaci energie unášené slunečním větrem. Zatímco pomalejší jevy je možno popsat magnetohydrodynamickým přiblížením, rychlejší vyžadují úplný kinetický popis pohybu jednotlivých částic slunečního větru. Je ale zřejmé, že rychlejší určení momentů rozdělovací funkce vyžaduje zcela jiný přístup.
Metoda aplikovaná v přístroji BMSW, který byl vynesen na oběžnou dráhu dne 18. července 2011 na palubě ruské sondy Spektr-R, je založena na současném měření toku iontů slunečného větru šesti detektory (obr. A). Tři z nich slouží k určení směru slunečního větru a zbylé tři jsou použity k určení velikosti rychlosti, koncentrace a teploty. Tyto parametry jsou určovány dvěma metodami. První z nich je blízká klasickému způsobu s tou výjimkou, že celá rozdělovací funkce je měřena třemi detektory současně. Každý z nich to dokáže za 1,5 vteřiny a díky vhodnému časování je tedy výsledná frekvence měření 2 Hz, tedy téměř desetkrát vyšší než z jakéhokoliv jiného přístroje, který operuje ve slunečním větru.
To ale není všechno. Ve většině případů nepotřebujeme znát celou rozdělovací funkci a stačí nám její momenty. To je důvod, proč je v přístroji druhý pracovní režim. Poměrně komplikovaný elektronický systém zajišťuje, že tři detektory měří tři body rozdělovací funkce. Pokud použijeme předpoklad, že rozdělení rychlostí slunečního větru je Maxwellovo, stačí tři body na určení jeho momentů. Tato myšlenka umožnila měření zrychlit ještě víc než desetkrát – jedna úplná sada parametrů slunečního větru je změřena za 32 milisekund, tedy stokrát rychleji, než bylo možno doposud (obr. B).
Jana Šafránková
B. Porovnání základních parametrů slunečního větru (koncentrace částic na rychlost pohybu částic v) měřených přístrojem BMSW se stejným měřením přístroje 3DP na americké družici Wind. Díky vysokému časovému rozlišení přístroje BMSW se ukazuje, že spektrum fluktuací rychlosti a koncentrace se od sebe podstatně liší.
NABÍJENÍ SUBMIKRONOVÝCH ZRN NEPRAVIDELNÝCH TVARŮ
Sekundární elektronová emise (SEE) je jev, jehož důsledky můžeme pozorovat, aniž víme, čím jsou způsobeny. Mezi tato pozorování patří například levitace prachových zrnek pozorovaných těsně před východem a po západu Slunce nad obzorem Měsíce astronauty misí Apollo. Vznášení zrnek nad povrchem není doposud uspokojivě vysvětleno, pravděpodobně je způsobeno nepravidelným nabíjením povrchu a samotných zrnek dopadem slunečního větru. Svoji roli může hrát i sluneční světlo nefiltrované žádnou atmosférou.
Sekundární emise má však široké uplatnění v mnoha technických oborech, a to ať již jako činitel vítaný, či škodící. Co to vlastně sekundární elektronová emise je? Jde o proces, kdy při dopadu elektronu na povrch látky dochází k uvolnění jednoho či více elektronů z látky – tzv. sekundární elektron/y. Ucelený popis tohoto jevu pochází již z padesátých let minulého století a mnohé z vlastností a spekter emitovaných elektronů jsou základem metod pro zkoumání povrchů, například v rastrovací elektronové mikroskopii nebo různých typech analyzátorů. Díky tomuto využití se modelování procesů sekundární elektronové emise soustředilo hlavně na rovinné vzorky, menší pozornost byla věnována vzorkům sférickým; zde došlo k rozvoji experimentálních metod studia a simulaci procesu až v souvislosti s výzkumem meziplanetárního prostoru. Prachová zrna je možno pozorovat v mezihvězdných mlhovinách, v prstencích planet, v ohonech komet a podobně. Avšak v tomto prostředí s horkými elektrony (podobně jako v nádobách tokamaků) se prach nezřídka vyskytuje ve tvaru úlomků různých tvarů, sférická zrna jsou zde spíše výjimkou.
Unikátní hybridní numerický model sekundární elektronové emise vyvinutý na katedře fyziky povrchů a plazmatu postgraduální studentkou Ivanou Richterovou postihuje chování široké škály tvarů povrchů, od masivních rovinných vzorků až po svým způsobem bizarní tvary zrn o velikosti, která zasahuje až do sub- -mikronových velikostí. Model zahrnuje vliv sekundární elektronové emise v oblasti energií primárních (dopadajících) elektronů od 50 eV do 15 keV. Některé ze studovaných tvarů jsou zobrazeny na obrázku a. Na obrázku b je pak jedna ze základních charakteristik procesu – koeficient nabíjení. Tento koeficient je úměrný povrchovému potenciálu, na který se zrnko nabije, a je tedy závislý na energii dopadajících elektronů. V této konkrétní simulaci se jedná o zrnko o velikosti 1 mikrometru z tzv. simulantu měsíčního prachu, jehož nejpodstatnější složkou jsou křemičitany. Na obrázku b můžeme pozorovat odlišné profily koeficientu pro kouli, krychli, jehlan a pro tvary zrn z obrázku a. Vidíme, že koeficient nabíjení výrazně závisí na energii dopadajících elektronů. To je velmi důležité například pro astrofyzikální aplikace, protože povrchový potenciál je podstatný vstupní parametr modelů vysvětlujících vznik hvězd, planet, planetárních prstenců a podobně.
Zdeněk Němeček
Ke stažení
článek ve formátu pdf [4,07 MB]
O autorech
Doporučujeme
Se štírem na štíru
Ustrašená společnost 
