Sonda určená na gril

I po desetiletích výzkumu a soustavném pozorování zůstává ve sluneční fyzice řada nezodpovězených otázek. Krom toho, že nedokážeme odpovědět na otázku proč je teplota sluneční koróny nejméně 180krát vyšší, než na povrchu Slunce, neumíme vysvětlit ani to, jak vzniká pomalý sluneční vítr.

Výpravy kosmických sond k Měsíci, k Marsu a dalším planetám sluneční soustavy jsou dnes klasickou součástí historie dobývání vesmíru. Naproti tomu, výzkum Slunce pomocí kosmických sond je trendem posledních desetiletí a stále nabývá na intenzitě. V dnešní době je v provozu několik vesmírných observatoří pozorujících Slunce z oběžné dráhy Země (například evropsko-americká družice SOHO, americká STEREO, americká SDO a japonská HINODE). V nejbližších několika letech však kosmické agentury chystají sondy, které se ke Slunci přiblíží na rekordní vzdálenost a tak získají nejen možnost detailnějších pozorování Slunce, ale především přímá měření plazmatu slunečního původu v blízkosti jeho zdroje.

V současné době vrcholí práce na přípravě kosmické sondy Evropské kosmické agentury (ESA), pojmenované Solar Orbiter, která má po startu v roce 2019 vyrazit směrem ke Slunci po komplikované dráze, využívající několika průletů kolem Venuše a Země. Při těchto manévrech se vyžívá metody gravitačního praku, kdy gravitační pole planety a její moment hybnosti umožňuje takové úpravy dráhy sondy, které by jinak vyžadovaly velkého množství paliva. Konečné oběžné dráhy, kdy se sonda ke Slunci přiblíží až na vzdálenost 44 milionů kilometrů (0,29 vzdálenosti Země-Slunce), dosáhneme tři roky po startu. Poté začne i hlavní vědecká fáze mise, která má trvat 7 let. Během některých průletů kolem slunce se Solar Orbiter bude pohybovat po „heliostacionární“ dráze, kdy bude jeho (úhlová) rychlost podobná rychlosti rotace slunce a umožní sledovat po dobu až deseti dnů stejnou oblast slunečního povrchu.

Hlavním vědeckým cílem sondy Solar Orbiter však není přímo výzkum fyzikálních procesů ve Slunci. Tato sonda se má zaměřit na oblast vnější sluneční korony, na proces vzniku takzvaného slunečního větru a na různé dynamické jevy, které v něm vyvolává sluneční aktivita.

Podobně jako mnoho planet má i Slunce vlastní magnetické pole, indukované elektrickými proudy tekoucími v jeho nitru. Na rozdíl od planet je ale Slunce tvořeno žhavým plazmatem, jehož důležitou vlastností je velice dobrá elektrická vodivost. Díky ní je sluneční magnetické pole podstatně dynamičtější než v případě planet. Typickým příkladem jsou sluneční skvrny. Ty najdeme na místech, kde vznikají lokální magnetická pole (projevují se zvýšenou koncentrací magnetických siločar), která jsou až tisíckrát intenzivnější než globální sluneční pole.

Vliv na Zemi

Sluneční magnetické pole pak působí na nabité částice plazmatu a stojí u zrodu slunečních erupcí a také slunečního větru. Význam magnetického pole je největší ve sluneční koroně, nejsvrchnější vrstvě sluneční atmosféry.

Sluneční korona, zachycená 21. srpna 2017 při zatmění Slunce nad Oregonem v USA. Snímek je složen ze 161 fotografií, pořízených pomocí dvou identických objektivů o průměru 800 mm a dvou fotoaparátů Nikon D810.Snímek Miloslav Druckmüller, Peter Aniol, Shadia Habbalová

Korona je oblast řidšího a velmi horkého plazmatu (teplota dosahuje přibližně dvou milionů °C) která se zvyšující vzdáleností od Slunce řídne a chladne a plynule přechází ve sluneční vítr, který pak vyplňuje celou sluneční soustavu.

V okolí Země už má sluneční vítr teplotu „jen“ asi sto tisíc °C. Pozorujeme jej jako proud velmi řídkého plazmatu, jehož hustota je obvykle méně než 10 částic na centimetr krychlový (nejlepší lidmi vyrobené vakuum na zemi má miliony částic na centimetr krychlový). Sluneční vítr směrem od Slunce uhání průměrnou rychlostí 400 km/h a s sebou nese i sluneční magnetické pole.

Na oběžné dráze Země je toto pole již slabé (v řádu jednotek nanoTesla – tedy zhruba deset tisíckrát slabší než geomagnetické pole na povrchu Země), ale vliv slunečního větru na Zemi v žádném případě zanedbatelný není, projevuje se svým působením na geomagnetické pole. Za normálních okolností proud slunečního větru deformuje geomagnetické pole a tvoří kolem Země takzvanou magnetosféru, magnetickou bublinu na návětrné straně zploštělou a na závětrné naopak protáhlou na desítky zemských poloměrů. Pokud však sluneční erupce uvolní směrem k Zemi velké množství hmoty s uvězněným geomagnetickým polem, celá magnetosféra se dá do pohybu. Na zemském povrchu se mění magnetické pole a částice z magnetosféry mohou snáze proniknout do nižších vrstev atmosféry. Vznikají polární záře, ale také geomagnetické bouře, jež mohou poškodit komerční družice a na zemském povrchu způsobit poruchy až výpadky (blackouty) v elektrické distribuční síti.

Dosud skrytá tajemství

Chceme-li těmto událostem čelit, potřebujeme Slunce lépe poznat. Dosud nám totiž z jeho fyziky mnohé uniká.

Asi největší záhadou sluneční fyziky je mechanismus ohřevu korony na teplotu milionů stupňů Celsia, když teplota nižších vrstev (fotosféry a chromosféry) se pohybuje v tisících stupňů (kupř. povrch Slunce má 5 500 °C). Vědci předpokládají, že zdrojem energie pro ohřev korony je mechanická energie proudění plazmatu v nižších vrstvách, která se skrze elektromagnetické působení převádí na energii plazmových vln, které pak ohřívají plazma v koroně. Existující pozorování ale nestačí k tomu, abychom dokázali identifikovat, který proces je přesně zodpovědný za tento přenos energie. Nová data ze Solar Orbiteru umožní srovnat teorie s přímým pozorováním, vyloučit chybné hypotézy a možná i najít odpověď na tuto fundamentální fyzikální otázku důležitou nejen pro sluneční fyziku, ale i pro astrofyziku a fyziku plazmatu obecně.

Při zběžném pohledu na Slunce tvoří jeho koronální magnetické pole chaotická změť siločar. Některé jsou otevřené, po kterých hmota do slunečního větru uniká jako po rychlodráze. Tento typ siločar dominuje polárním oblastem Slunce, ze kterých se z korony do prostoru šíří takzvaný rychlý sluneční vítr.

Pomalý vítr dominuje oblastem u slunečního rovníku (v takzvané rovině ekliptiky) a jeho vlastnosti odpovídají části korony, kde jsou magnetické siločáry uzavřené. Jde o ten typ siločar, klenoucích se jako most mezi dvěma body na slunečním povrchu – takzvané koronální magnetické smyčky. Na nich je plazma uvězněno na jakémsi magnetickém kruhovém objezdu a nemůže proto konkrétní siločáru snadno opustit.

Právě vznik pomalého slunečního větru si zatím neumíme plně vysvětlit. Schopnost částic urychlit se a z uzavřených siločar uniknout do pomalého slunečního větru totiž vyžaduje dosud neznámý, komplikovanější fyzikální mechanizmus, který chceme s pomocí Solar Orbiteru odhalit.

Dalším jevem, který bude sonda zkoumat, je vznik rozsáhlých slunečních erupcí, nazývaných výrony koronální hmoty (Coronal mass ejections). Slunce při těchto událostech vymrští obrovskou bublinu hustšího a horkého plazmatu. Vzhledem k tomu, že se tato erupce šíří slunečním větrem rychleji, než je rychlost zvukových vln v plazmatu slunečního větru, jsou výrony koronální hmoty doprovázeny i podobnými rázovými vlnami, jaké vznikají před nadzvukovými letadly. Pokud výrony koronální hmoty zasáhnou Zemi, způsobují často zvláště silné poruchy v geomagnetickém poli. V procesu vzniku těchto plazmových struktur a jejich počátečního formování existuje dosud řada nejasností. Struktura magnetického pole uvnitř výronů koronální hmoty pozorovaných v okolí Země je často komplikovaná a nepodobá se topologii překroucené koronální smyčky, se kterou většina teorií pracuje. Solar Orbiter nám umožní pozorovat tyto erupce v místě jejich vzniku a pochopit vývoj jejich magnetické struktury.

Družice a její přístroje

Abychom tomu všemu dokázali přijít na kloub, Solar Orbiter dopraví do blízkosti Slunce soubor deseti moderních vědeckých přístrojů, rozdělených do dvou skupin. První skupinu tvoří teleskopy k pozorování Slunce a jeho korony v různých částech elektromagnetického spektra. Zvláštní pozornost patří přístroji PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager), který nám umožní zmapovat tvar zmíněné změti magnetických siločar nad povrchem hvězdy. Aby to dokázal, využívá k výpočtu intenzity a směru magnetického pole v oblasti zdroje analýzy polarizace světla.

Vědecké přístroje na palubě sondy Solar Orbiter.Snímek ESA

Podrobně o všech přístrojích Solar Orbiteru

EPD: Energetic Particle Detector (detektor energetických částic)

Vědecký vedoucí: Javier Rodríguez-Pacheco, University of Alcala, Španělsko

Země podílející se na vývoji: Španělsko, Německo, USA, ESA

EPD bude měřit iontové složení a energetické spektrum supratermálních a energetických částic. Mezi vědecké cíle přístroje patří výzkum původu těchto částic, jejich akcelerace na vysoké enerige a šíření slunečním větrem.

 

MAG: Magnetometer (magnetometr)

Vědecký vedoucí: Tim Horbury, ICSTM, London, Velká Británie

Země podílející se na vývoji: Velká Británie

Přístroj poskytne vysoce přesné měření magnetického pole ve slunečním větru, která umožní detailní stadium vazeb slunečního magnetického pole se slunečním větrem a jeho změny během slunečního cyklu. Měření magnetického pole jsou významná i pro studium urychlování částic plazmatu a jejich šíření slunečním větrem a výzkum ohřevu korony a slunečního větru.

 

RPW: Radio and Plasma Waves (přistroj pro měření plazmových a radiových vln)

Vědecký vedoucí: Milan Maksimovic, LESIA, Observatoire de Paris, Francie

Země podílející se na vývoji: Francie, Švédsko, Česká republika, Rakousko

Přístroje je unikátní v tom, že umožní jak vzdálené pozorování slunce v oblasti rádiových vln, tak měření dynamických vlastností plazmatu v okolí sondy. RPW bude měřit elektromangetické pole s vysokým časovým rozlišením a umožní charakterizovat vlastnosti elektromagnetických a elektrostatických vln ve slunečním větru.

 

SWA: Solar Wind Plasma Analyser (analyzátor plazmatu slunečního větru)

Vědecký vedoucí: Christopher Owen, Mullard Space Science Laboratory, Velká Británie

Země podílející se na vývoji: Velká Británie, Itálie, Francie, USA

Přístroj SWA se skládá z několika senzorů, které budou měřit vlastnosti iontů a elektronů ve slunečním větru (včetně jejich hustoty, rychlosti a teploty) a tak charakterizovat plazma slunečního větru v různých vzdálenostech od Slunce. Kromě základních parametrů plazmatu bude přístroj měřit i poměrné zastoupení klíčových prvků v plazmatu (například ionty uhlíku, dusíku, kyslíku, železa, křemíku nebo manganu).

 

EUI: Extreme Ultraviolet Imager (teleskop pro ultrafialovou část spektra)

Vědecký vedoucí: Pierre Rochus, Centre Spatial de Liège, Belgie

Země podílející se na vývoji: Belgie, Velká Británie, Francie, Německo, Švýcarsko

EUI nám poskytne snímky různých vrstev sluneční atmosféry, počínaje fotosférou, čímž získáme informace o vazbě mezi slunečním povrchem a vnější koronou, která formuje charakter slunečního větru. EUI také poskytne první snímky polárních oblastí Slunce na ultrafialových vlnových délkách.

 

METIS: Coronagraph (koronograf)

Vědecký vedoucí: Ester Antonucciová, INAF- Astronomical Observatory of Turin, Itálie

Země podílející se na vývoji: Itálie, Německo, Česká republika

METIS bude současně pozorovat emise ze sluneční korony od viditelného světla po extrémně ultrafialové a tak sledovat sktrukturu a dynamiku korony v heliocentrické vzdálenosti od 1.4 do 4.1 slunečního poloměru. Tato hraniční oblast sluneční atmosféry je zásadní pro vznik slunečního větru.

 

PHI: Polarimetric and Helioseismic Imager (teleskop pro polarimetrii a helioseismologii)

Vědecký vedoucí: Sami Solanki, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Německo

Země podílející se na vývoji: Německo, Španělsko, Francie

Přistroj PHI využije polarizace viditelného světla k měření vektoru slunečního magnetického pole a rychlost plazmatu v radiálním směru ve vnitřních části sluneční atmosféry. Mapování rychlosti toku plazmatu ve fotosféře umožní detailní výzkum helioseismických procesů ve slunečním nitru.

 

SoloHI: Heliospheric Imager (heliosférický teleskop)

Vědecký vedoucí: Russell A. Howard, US Naval Research Laboratory, Washington, D.C., USA

Země podílející se na vývoji: USA

Tento přístroj bude sledovat jak normální proudění slunečního větru, tak i šíření různých poruch a dynamických jevů, v širokém zorném poli skrze pozorování viditelného světla rozptýleného na elektronech slunečního větru. Tato unikátní měření budou zvláště užitečná pro sledování vzniku a vývoje výronů koronální hmoty.

 

SPICE: Spectral Imaging of the Coronal Environment (koronální spektrograf)

Vědecký vedoucí: Není určen

Země podílející se na vývoji: Velká Británie, Německo, Francie, Švýcarsko, USA

Přístroj umožní charakterizovat vlastnosti plazmatu v koroně pomocí pozorování v ultrafialové části spektra. To umožní přímé srovnání plazmatu v konkrétním proudu slunečního větru měřeného v okolí družice s pozorovaným charakterem jeho zdrojové oblasti v koroně.

 

STIX: X-ray Spectrometer/Telescope (rentgenový spektrometr)

Vědecký vedoucí: Säm Krucker, FHNW, Windisch, Švýcarsko

Země podílející se na vývoji: Švýcarsko, Polsko, Německo, Česká republika, Francie

Přistroj STIX poskytne snímky rentgenových emisí ze slunečního povrchu. Z měření získáme informace o čase, poloze, intenzitě a energetickém spektru akcelerovaných elektronů a vysokoteplotního plazmatu spojených se slunečními erupcemi, které jsou zdrojem tohoto rentgenového záření.

 

Vizualizace sondy Solar Orbiter s tepelným štítem, třemi prutovými dlouhými anténami přístroje RPW a ramenem nesoucím magnetické senzory na straně sondy odvrácené od Slunce.Snímek ESA

 

Druhá přístrojová skupina měří lokální vlastnosti slunečního větru v místě, kde se družice právě nachází. Zejména jeho hustotu, teplotu a rychlost toku. K tomuto účelu nese Solar Orbiter částicové spektrometry, schopné registrovat jednotlivé elektrony a ionty v plazmatu slunečního větru. Neméně důležitá jsou měření elektromagnetického pole a jeho změn, které nevyhnutelně provází fyzikální procesy v plazmatu.

Všechny družice a kosmické sondy musí být schopny fungovat v extrémních podmínkách silného vakua, vystavené radiaci a velkým teplotní rozdílům. Pro sondu Solar Orbiter toto platí dvojnásob díky intenzivnímu slunečnímu záření v blízkosti Slunce, a bude proto opatřena tepelným štítem s vysokou odrazivostí, který omezí teplo absorbované konstrukcí sondy. I přesto se však teplota na povrchu štítu bude pohybovat v řádu stovek stupňů Celsia. Zbytkové teplo budou odvádět tepelné trubice (heat pipes) do radiátorů na zadní a boční straně sondy. Jiné části sondy, jako je například teleskopické rameno nesoucí senzory magnetického pole, zůstanou trvale ve stínu, kde teplota může dosáhnout až minus 150 stupňů Celsia. Naštěstí však Solar Orbiter může stavět na technologiích vyvinutých Evropskou kosmickou agenturou pro sondu Bepi-Colombo k planetě Merkur, kde jsou podmínky podobné.

Česká účast

Vstup České republiky do Evropské kosmické agentury (ESA) v roce 2008 umožnil našim vědcům a českému průmyslu významnější zapojení do evropských kosmických projektů. Solar Orbiter je první vědeckou misí ESA, kde se české instituce významněji podílejí na vývoji a výrobě palubních vědeckých přístrojů. Náš příspěvek je přitom opravdu rozmanitý. Matematicko-fyzikální fakulta Univerzity Karlovy se podílela na vývoji elektroniky pro protonový senzor přístroje SWA. Ústavy Akademie Věd navrhly a zkonstruovaly zrcadla pro koronograf METIS, zdroj napájení a palubní software pro rentgenový teleskop STIX a významně se podílely na vývoji přístroje RPW.

Přístroj Radio and Plasma Waves (bez antén). Letový kus při testech v CNES v Toulouse.Snímek Jan Souček

Přístroj RPW (Radio and Plasma Waves) je vlastně širokopásmový digitální radiopřijímač pro nízké frekvence do šestnácti megahertzů. Dokáže současně měřit elektrické pole (pomocí tří prutových antén o délce šesti metrů) a magnetické pole (pomocí cívkového magnetometru). Dokážeme-li současně měřit všechny složky elektromagnetického pole, můžeme lépe charakterizovat různé druhy plazmových vln. Sama existence a vlastnosti těchto vln jsou svázány s plazmatem, ve kterém se šíří a kde zprostředkovávají výměnu energie mezi nabitými částicemi. Jejich měření je tedy zásadní pro detailní pochopení mnoha jevů v plazmatu.

Přístroj RPW je ušit na míru pro výzkum tohoto jevu a obsahuje několik výpočetních jednotek pro palubní zpracování měřeného signálu. Například modul Time Domain Sampler, vyvinutý Ústavem fyziky atmosféry Akademie věd, dokáže v signálu vyhledávat potenciálně zajímavé úseky dat, které stojí za to zaznamenat a odeslat na zem. Jde například o zachycení relativně vzácných plazmových vln, produkovaných svazky slunečních elektronů, a také identifikace dopadu částic meziplanetárního prachu na povrch sondy, který se projeví jako krátké změny napětí na anténách. Astronomický ústav Akademie věd se na tomto přístroji podílel vývojem speciálního elektromagneticky čistého zdroje napájení, navrženého tak, aby jeho činnost nerušila citlivá měření elektromagnetického pole.

Test rozvinutí antén přístroje RPW.

Video Jan Souček, Marek Janáč, ESA