O duchovním poznání a cestě bez dogmat a jiných nesmyslů na konci této Epochy

Děje se něco? - 3/1 (sluneční vítr, Měsíc, ionizace a magnetický ohon Země)

27.08.2010 11:07

Vážení čtenáři, přinášíme další článek, ve kterém se pokusím objasnit co se děje při vzájemném vlivu Slunce, Měsíc a Země.

Tento první díl je spíše informační, abyste nemuseli vše hledat po internetu a nebo z různých dalších zdrojů. Je to základní orientace v oboru, o kterém budeme v dalším dílu hovořit.

K celému tématu doporučuji se podívat na velice zajímavé stránky ČVUT, konkrétně

http://www.avc-cvut.cz/avc.php?id=4643, kde je video z přednášky Prof. Petra Kulhánka, z  FEL ČVUT, které vám mnohé ozřejmí nejen vlastním výkladem, ale i množstvím názorných snímků a schémat.

Nejprve si zde trochu popišme co máme k dispozici za síly a projevy:

 

a)      Magnetické pole:

Magnetické pole planet ve Sluneční soustavě je generováno procesy v metalickém planetárním jádře. Toto magnetické pole tvoří kolem mateřského objektu tzv. magnetosféru, která ho chrání před slunečním větrem. Protože se ale jedná o dynamický proces (proto někdy také název planetární dynamo), velikost, síla i orientace magnetického pole se může s časem měnit i zcela vymizet. V tom případě je možné na existenci magnetického pole v minulosti usuzovat pouze tehdy, je-li pozorována na povrchu planety remanentní magnetizace kůry (Paleomagnetismus je odvětví geomagnetismu, které na základě studia zbytkového magnetismu některých hornin zkoumá rozložení geomagnetického pole a jeho změny v jednotlivých geologických obdobích. Na základě výzkumů je možné si utvořit představu o fungování mechanismu geomagnetického dynama, o pohybech zemské kůry atd.

Metoda je založena na magnetizaci kovových částic v horninách, které se buď během fáze roztavení hornin orientují ve směru geomagnetického pole (převážně magnetit) či na sedimentárních horninách, kde se částice orientují během sedimentace, např.hematit)

 

b)      Slapové síly

Mezi Zemí a Měsícem vznikají některé zajímavé efekty, zejména takzvané slapové síly. To jsou periodické změny tíhového pole Země způsobené gravitačními účinky Měsíce a Slunce a periodickými změnami jejich vzájemné polohy. Za hypotetického předpokladu tuhé Země obě tato tělesa na ni působí svou přitažlivostí, ovlivňují velikost tíhového (gravitačního) zrychlení a tvar hladinových ploch.

V situaci, kdy Slunce, Měsíc a střed Země leží v jedné přímce, nastávají maximální slapové účinky, a to v místech, kde tato přímka protíná zemský povrch. Slapové účinky Měsíce jsou přibližně dvojnásobné než účinky Slunce (zdvih hladinové plochy vlivem Měsíce je 35,6 cm, vlivem Slunce 16,4 cm). Vzhledem k elasticitě Země dochází k její deformaci (maximální zdvih zemské kůry je 20 cm). Slapové deformace jsou doprovázeny ztrátou energie systému Země - Měsíc vlivem vnitřního tření (slapového tření) a proto vzrůstá délka dne (asi o 1,5 milisekundy za století) a nepatrně se zvyšuje vzdálenost Země - Měsíc (měsíc se dostává na vyšší oběžnou dráhu, o 3,8 cm za rok). Výrazněji působí slapové síly na hladiny světových moří a oceánů (příliv a odliv) a na zemskou atmosféru, kde je pozorováno periodické kolísání tlaku vzduchu.

 

c)      Sluneční vítr

Už starověcí čínští astronomové si všimli, že komety na obloze mívají jeden či dokonce dva ohony, ale netušili, co je příčinou. Proč mají komety dva ohony?

1)      Jeden z ohonů komety míří vždy směrem od Slunce bez ohledu na to, jestli se k němu kometa blíží či se vzdaluje. Tento zvláštní jev přivedl na počátku 17. století známého astronoma a matematika Johanese Keplera k domněnce o existenci proudění směřujícího od naší mateřské hvězdy, které ohony komet tvaruje.
Dnes víme, že tento ohon, mířící vždy směrem od Slunce, je tvořen prachem uvolněným z jádra komety. Jeho směr je ovlivněn tlakem slunečního záření a vidět ho můžeme díky rozptylu slunečního světla.
Druhý ohon, zvaný iontový, tvoří elektricky nabité částice a na rozdíl od prachového září vlastním světlem. Nemíří vždy směrem od Slunce a ve srovnání s prachovým bývá obvykle slabší a zabarvený nejčastěji do modra. Až v polovině 20. století začali astronomové přicházet na to, co způsobuje rozdílný charakter iontového ohonu komet.

 

2)      Za co může extrémní teplota
V roce 1958 publikoval americký astronom Eugene Parker práci zabývající se sluneční korónou. To je horní vrstva sluneční atmosféry, ležící nad fotosférou (nejnižší vrstva sluneční atmosféry – cca 250 km) a chromosférou (cca 14 000 km). Teplota tady dosahuje extrémní hodnoty miliónu stupňů! Teoreticky by se měla s rostoucí vzdáleností Slunce ochlazovat, ale Parkerova studie naznačila, že tomu tak ve skutečnosti není. Nejvyšší vrstva koróny totiž od Slunce doslova odtéká a tento „odtok“ dostal označení sluneční vítr. Později jeho existenci potvrdila i data naměřená přístroji na kosmických sondách.
Ačkoliv je koróna neuvěřitelně horká, je podle dnešních poznatků i velmi řídká. Ve srovnání s pozemskými poměry bychom ji nejspíš nazvali jakýmsi "horkým vakuem". Tak vysoká teplota způsobuje, že plazma je zde vysoce ionizované. Lehčí prvky jsou ionizovány úplně, atomy železa mohou „přijít“ až o 12 elektronů, tedy téměř polovinu. Vlivem slunečního magnetického pole je struktura plazmatu v koróně velice komplikovaná. Elektricky nabité částice se mohou pohybovat pouze podél magnetických siločar. Pokud jsou tyto siločáry otevřené (mířící do meziplanetárního prostoru), může hmota ze Slunce proudit podél nich a vzniká sluneční vítr.

           Co víří ve slunečním větru?
Hlavní složkou slunečního větru jsou protony (95 %), je zde zastoupeno ionizované hélium, stopové množství těžších iontů a samozřejmě elektrony, protože celek je elektricky neutrální. Plazma slunečního větru sebou nese i magnetické pole. Vlivem sluneční rotace se bod, kde jsou tyto siločáry "ukotveny" ke Slunci pohybuje, což má za následek, že tvar meziplanetárního magnetického pole je spirálovitý. Například ve vzdálenosti naší Země (149,6 mil.km) činí odklon siločar od přímého směru už 45 stupňů.
V důsledku slunečního větru tak Slunce „odhazuje“ každým rokem ohromné množství své hmoty. Přepočteme-li však tyto ztráty na celou dobu existence naší zářící hvězdy (za předpokladu, že by ztráta hmoty byla konstantní), jedná se pouze o 0,1% její celkové hmotnosti.

 

3)      Rychlý a pomalý vítr
Průměrná rychlost slunečního větru je ve vzdálenosti 1 astronomické jednotky (AU) od Slunce kolem 400 km/s a hustota zhruba 7 protonů na cm3. V extrémních případech však může rychlost dosahovat až 900 km/s. Tento rychlý sluneční vítr pochází z tzv. koronálních děr, které najdeme jak v nízkých solárních šířkách (blízko rovníku) tak i v blízkosti pólů. V těchto dírách je magnetické pole slabé a siločáry zde snadno ze Slunce unikají do meziplanetárního prostoru. Z oblastí kolem slunečního rovníku naopak proudí pomalejší ale hustší vítr. V určitých vzdálenostech od Slunce se obě složky střetávají a vznikají tak oblasti s vyšší hustotou a silnějším magnetickým polem. Pokud se s něčím takovým setká naše Země, funguje to jako spoušť geomagnetických bouří a polárních září.
V době, kdy je sluneční aktivita nejvyšší, se polární koronální díry zmenšují a uzavírají a následkem toho se průměrná rychlost slunečního větru snižuje. Dodatečně se k němu ale připojují takzvané koronální výtrysky hmoty, což jsou razantní erupce plazmy. Pokud taková erupce zasáhne Zemi, má to za následek neperiodické geomagnetické bouře. 

 

4)      Kam Slunce nedosáhne
Čím se nacházíme dále od Slunce tím hustota větru klesá a v určité oblasti již sluneční vítr ztrácí síly. Nestačí už "vytlačovat" částice mezihvězdného prostoru a jeho rychlost,  zatím stále ještě nadzvuková, zde velmi prudce klesá. Takové místo, kde končí vliv naší mateřské hvězdy, se odborně nazývá rázová vlna. Dřívější modely, založené na měření sond Voyager, jej umístily do vzdálenosti 130 až 170 astronomických jednotek od Slunce.

 

   5)      Slovníček

Fotosféra – viditelný povrch Slunce, dosahující teploty asi 6000 °C. Prakticky všechna sluneční energie včetně tepla a světla dopadajícího na Zemi přichází právě z této vrstvy.  
Chromosféra -  relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Můžeme ji za příznivých podmínek pozorovat během úplného zatmění Slunce. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce a dosahuje hodnoty kolem 15 000 °O.
Koróna - řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 2 000 000 °C) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry. Je rovněž viditelná během úplného zatmění Slunce jako mdlý bílý nepravidelný kruh. 

 

Rozpínání sluneční koróny. Ze sluneční koróny uniká do meziplanetárního prostoru nepřetržitý proud částic (elektronů, protonů, atomových jader).
Jejich rychlost není konstantní, neboť je určována složitým magnetickým polem na povrchu Slunce. Obvykle je 300-700 km/s.
Hustota částic v prostoru blízko Země je 3-15 částic v 1 cm3. Po slunečních erupcích se jejich rychlost i hustota zvětšují.

Registrujeme tři typy slunečního větru:

1) pomalý kvazi-stacionární (téměř ustálený) vítr unikající úzkými koronálními paprsky a širokými koronálními proudy

2) rychlý kvazi-stacionární vítr z koronálních děr

3) přechodný, velmi rychlý vítr, jehož zdrojem jsou dramatické výbuchy Slunce, jeví se jako prudký krátkodobý poryv, nazývaný meziplanetární bouře. Je to rozsáhlý oblak slunečního plazmatu prudce vyvržený Sluncem do meziplanetárního prostoru. Přechodný vítr se od kvazi-stacionárního liší vysokou rychlostí, vysokým obsahem helia, nízkou teplotou (způsobenou rozpínáním oblaku), silnou protonovou anizotropií (protony mají značnou rychlost ve směru kolmém k pohybu přechodného větru a jeho rychlé elektrony se dokonce pohybují proti proudu přechodného větru).

 

Vlastnosti slunečního větru

Parametr

/

Minimální hodnota

/

Průměrná hodnota

/

Maximální hodnota

Tok částic v cm-2 s -1 sr -1

 

1

 

3

 

100

Rychlost v kms-1

 

200

 

400

 

900

Hustota v cm-3

 

0,4

 

6,5

 

100

Teplota elektronů v K

 

5.103

 

2.105

 

106

Teplota protonů v K

 

3.103

 

5.104

 

106

Magnetické pole v nT

 

0,2

 

6

 

80

Alfvénova rychlost

 

30

 

60

 

150

Obsah hélia v %

 

0

 

5

 

25

 

Dnes víme, že magnetická pole mohou měnit dráhu nabitých částic ze Slunce a dostaly by se na Zem i při zatmění Slunce. Zároveň se však také ukázalo, že většina částic pronikajících do zemské atmosféry je dána galaktickým kosmickým zářením, které má vyšší energii a nepochází z naší Sluneční soustavy. Sluneční kosmické záření je zadrženo magnetickým polem Země a skončí v tzv. van Allenových pásech. Extrasolární kosmické záření s energií do 102 MeV nepronikne přes sluneční vítr. Naopak částice s energií 103 MeV proniknou i magnetickým polem Země do atmosféry.
Kosmické záření můžeme rozdělit na dvě složky. Primární složku tvoří částice přímo přilétající z kosmického prostoru. Sekundární složka vzniká interakcí částic primární složky s atomovými jádry v atmosféře. Některé z primárních částic kosmického záření mají extrémně vysoké energie a vytvářejí tak spršky kosmického záření, které zasahují obrovské plochy zemského povrchu. Poprvé takové spršky pozoroval Pierre Auger v roce 1938 v Alpách ve výšce 3000 m jako korelované spršky částic.
Popišme si základní vlastnosti jednotlivých složek. Primární složka kosmického záření má homogenní a izotropní rozložení v okolí Země. Jeho hustota je okolo 20 až 40 tisíc částic na 1 m2 a sekundu. Připomeňme, že toto číslo se vztahuje na částice, které proniknou do atmosféry Země a neskončí ve van Allenových pásech. Převážně se jedná o atomová jádra. Chemické složení těchto jader je stejné jako je rozložení prvků ve vesmíru. Pokud to bereme podle počtu částic, je protonů 88 %, helia 10 % a ostatních prvků pouze 2 %. Poprvé byla těžší jádra potvrzena skupinou v čele s Phyllisem Fryerem pomocí balónů, které vynášely do vysokých výšek bloky fotografických emulzí zaznamenávajících dráhy nabitých částic. Další složkou jsou elektrony, z nichž většina vzniká v rozpadu mezonů π± , které jsou vytvářeny při srážkách protonů kosmického záření. Tvoří okolo 1,5% všech částic, fotonů je pak pouze zanedbatelná část, přibližně 0,001 fotonů cm-2s-1. Jen pro zajímavost si uveďme, že složkou kosmického záření je i relativně malý počet neutrin. Tyto částice s hmotou interagují minimálně, takže z hlediska rizika kosmických letů je jejich přítomnost zanedbatelná. Mohou však nést zajímavé informace o vesmírných objektech, které je vyzářily.
Pokud se podíváme na energetické spektrum, je maximum počtu částic galaktického kosmického záření u energie zhruba 1000 MeV a pak klesá počet částic s třetí mocninou energie. Pro příklad si uveďme, že hustota částic s energií 103 MeV je 104 m-2s-1 (zhruba 3·1011 m-2rok-1). U energie 1010 MeV už je hustota částic zhruba 3 m-2rok-1 a pro energii 1013 MeV máme hustotu částic pouze 10-6 m-2rok-1, což odpovídá jedné události na km2 a rok.


Jak už bylo zmíněno, kosmické záření k nám přichází jednak se Slunce, ale také z mezihvězdného prostředí. Galaktické kosmické záření, které k Zemi pronikne přes magnetické pole Slunce a lze je odlišit od slunečního větru, musí mít většinou energii vyšší než 500 až 1000 MeV. Zároveň však díky některým velmi energetickým zdrojům a některým procesům urychlování částic, které v Galaxii probíhají, může mít i velmi vysoké energie. Tvoří tak vysokoenergetickou část kosmického záření. Jeho rozložení je izotropní a homogenní, protože při své dlouhé cestě mezihvězdným prostorem prochází galaktickým magnetickým polem. To je sice slabé, ale během dlouhého putování dokáže směr dráhy nabité částice velice radikálně změnit. Intenzita galaktického kosmického záření se mění s časem velmi zvolna a relativně v malém rozsahu. Jeho změny jsou dány dlouhodobou změnou sluneční činnosti a závisí na jedenáctiletém slunečním cyklu. V době jeho maxima je intenzita galaktického kosmického záření nižší než v době minima. Je to způsobeno tím, že čím větší je sluneční činnost, tím méně galaktického kosmického záření se dostane dovnitř Sluneční soustavy.
Energie slunečního kosmického záření je nižší. Jeho intenzita rychle klesá s energií a většinou se již u energie 500 MeV dostane pod úroveň galaktického záření. Jeho většina skončí ve van Allenových pásech. Sluneční kosmické záření se mění ve velkém rozsahu a rychle podle momentální sluneční aktivity. Hlavně v průběhu intenzivních erupcí vzrůstá o mnoho řádů. A právě velké sluneční erupce s vyvržením velkého množství protonů by mohly být velmi nebezpečné pro kosmonauty v meziplanetárním prostoru nebo na povrchu Měsíce. Existují dvě základní třídy protonů produkovaných během sluneční erupce. Jsou určeny energií protonů. Nejenergetičtější přicházejí k Zemi první za 5 až 20 minut po světelném záblesku. Tedy 13 až 28 minut po reálné události, protože světlo letí k Zemi 8 minut. Energii mají 200 až 300 MeV a pohybují se rychlostí 0,6 rychlosti světla. Druhá skupina začíná přicházet po více než půl hodině a jedná se o protony s energií do 100 MeV. Spojitý proud částic se stále menší energií pak přichází i několik dní po vzniku erupce. Intenzita je zatím pro nás zcela nepředvídatelná.

 

Ochrana v zemské náruči

Život na zemském povrchu je chráněn částečně přítomností magnetického pole Země, ale hlavně poměrně hustou zemskou atmosférou. Magnetické pole má dipólový charakter a způsobuje, že nabité částice kosmického záření s energií do stovek MeV, což je energie slunečního kosmického záření, obtékají magnetosféru Země. Ve směru ke Slunci se tak interakcí slunečního větru s ní vytváří rázová vlna. Ve směru od Slunce magnetický ohon. Průměr magnetosféry je 20 – 30 poloměrů Země a délka ohonu až sto poloměrů Země. Část částic se zachytí a shromažďují se pak ve van Allenových pásech, což jsou prstence okolo Země s větší koncentrací nabitých částic. Jejich vzdálenost od zemského povrchu je 400 -50000 km. Vnitřní pás má maximální intenzitu zhruba ve vzdálenosti okolo 3 000 km. Zde jsou hlavní částí protony s energií od 10 MeV až po 100 MeV. Vnější pás má pak maximum intenzity ve vzdálenosti okolo 15 000 km a jeho hlavní komponentou jsou protony a elektrony s energií od ~1 keV do zhruba 1 MeV. V pásech je velmi silná radiace, a proto představují tak velké nebezpečí pro kosmické lodi. Pokud je tedy jimi třeba prolétat, například při cestě na Měsíc, je nutné volit takovou dráhu, aby průlet byl co nejrychlejší. K jejich objevu došlo hned na počátku kosmické éry. Existenci vnitřního pásu poprvé zaznamenala americká sonda Explorer 1 a u vnějšího si prvenství připsal sovětská měsíční sonda Luna 1.


Vzdálenost van Allenových pásů od zemského povrchu se liší v závislosti na zeměpisné šířce. Nejmenší je v blízkosti zemských pólů. Pokud je na Slunci silnější erupce, pronikají nabité částice i s nižší energií až do atmosféry a vznikají polární záře.

Z hlediska ochrany má magnetické pole Země velký význam pro ochranu posádek kosmických lodí a stanic na dráze kolem Země před částicemi s energií nižší než několik stovek MeV, což je většina částic ze Slunce. Pokud má kosmická stanice vhodnou dráhu, která se nedostává k polárním oblastem a zůstává pod Van Allenovými pásy, je celkové radiační zatížení posádek díky magnetickému poli velice významně sníženo. Pro situaci na povrchu Země je význam magnetického pole malý, tam je dominantní vliv atmosféry.
Částice kosmického záření s energií vyšší než zhruba 1000 MeV se dostávají do atmosféry Země. Atmosféra by zadržela pochopitelně i částice s nižší energií, takže reálný ochranný význam magnetického pole je relativně velmi malý a atmosféra má pro ochranu před kosmickým zářením rozhodující význam. Je to způsobeno tím, že je dostatečně hustá, sloupec atmosféry o ploše 1 m2 má zhruba hmotnost 10000 kg. Při popisu ochrany zemskou atmosférou se dostáváme k původu sekundární složky kosmického záření. Částice interagují s atomy v atmosféře (s jádry a elektronovým obalem).
Protony a jádra se srážejí s jádry v atmosféře. Dochází k tříštění jader, a přitom je z jader vyrážen značný počet protonů a neutronů. Zároveň také vznikají mezony π (π+, π- a π0). Jak nukleony, tak mezony mohou mít dostatek energie, aby způsobovaly další tříštivé reakce jader atmosféry. Jak mezony, tak nukleony interagují silnou jadernou silou, a patří tak k částicím, které označujeme jako hadrony. Velké množství částic, které tak vzniká, označujeme jako hadronovou spršku. V rozpadech nabitých mezonů π vznikají miony a v jejich rozpadech elektrony. Neutrální mezony se nejčastěji rozpadají na dva fotony záření gama. V hadronové spršce je tak i příměs mionů, elektronů a fotonů.
Pokud vletí do atmosféry foton nebo elektron s velmi vysokou energií, je průběh jejich interakce jiný, než byl u protonů a jader. Foton se v poli jádra přemění na pár elektron a pozitron. Elektron se naopak v poli jádra brzdí a vyzařuje fotony tzv. brzdného záření. Jak vznikající fotony, tak i elektrony a pozitrony mohou mít vysokou energii a mohou produkovat další páry elektronu a pozitronu nebo brzdné fotony. Vzniká tak směs velkého množství elektronů, pozitronů a fotonů, která vytváří tzv. elektromagnetickou spršku.


Sekundární kosmické záření můžeme rozdělit také podle schopnosti pronikat materiálem. Tvrdá složka je tvořena hlavně miony s energií až 600 MeV, nesrovnatelně méně je v ní protonů a pionů s velmi vysokou energií. Tato komponenta proniká až do hloubky 1000 m a neodstíní ji ani několik metrů olova. Měkkou složku tvoří elektrony, pozitrony, fotony a také protony s nižší energií. Odstíní ji už 10 cm olova. Kosmické záření pronikající až na povrch Země, je tak dominantně tvořeno miony sekundárního záření.
V tříštivých reakcích v atmosféře na jádrech N, O, C a Ar a dalších reakcích vzniká řada radioaktivních izotopů. Nejznámější je 14C, který se využívá v archeologickém datování. O vzniku tritia jsme zmiňovali už v článku o využití jaderných zdrojů v kosmonautice. Dalšími pak jsou například 7Be, 10Be, 32P, 35S a 36Cl.

 

Diskusní téma: Děje se něco - 3/1 (sluneční vítr, Měsíc, ionizace a magnetický ohon Země)

Datum: 28.02.2011

Vložil: olaf

Titulek: jak ochránit data

Zdravím, jak bych mohl uchránit svá data? Předpokládám, že jakákoliv elektronická zařízení v případě extrémního jevu by byla ohrožena. Pomohlo by zálohování dat na optická média typu CD?
Děkuji