Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Přímé pozorování 3-D magnetické rekonexe v zemské magnetosféře

Přímé pozorování 3-D magnetické rekonexe v zemské magnetosféře

Předpokládá se, že magnetická rekonexe je v zemské magnetopauze nejefektivnější mechanismus umožňující průnik materiálu přicházejícího od Slunce skrz magnetický deštník. Již dříve byly pozorovány některé geometrické vlastnosti penetrujících plazmatických struktur (transientů) a prostorově ohraničených rekonexí, ale jejich principy nebyly spolehlivě vysvětleny především kvůli vysoké rychlosti magnetopauzy a protože byla k dispozici data vždy jen z jedné družice. 8. října 2004 byla v časopise Geophysical Research Letters publikována případová studie založená na vícebodovém měření získaném během mise Cluster. Vědci dostali poprvé příležitost trojrozměrně přímo pozorovat topologii magnetického pole v magnetopauze a její změny, vedoucí k rekonexi ve více místech, kterou lze vysvětlit pozorované geometrické vlastnosti.

Obr. 1: Umělcova představa slunečního větru „vanoucího“ kontinuálně od Slunce.

Animace 1: Schematicky zachycená zemská magnetosféra s přepojenými magnetickými siločarami (bílé) šířícími se směrem k plazmovému ohonu magnetosféry.(N. Tsyganenko, USRA/GSFC/NASA)

Každou sekundu opustí Slunce do všech směrů v průměru miliarda kilogramů elektronů, protonů a těžších částic (obr. 1). Zemi tyto částice dosahují nadzvukovou rychlostí (typicky kolem 400 km/s) a jsou zpomaleny nejprve hraniční oblastí zvanou rázová vlna (bow shock). Poté jsou částice odkloněny zemským magnetickým polem podobně, jako vzduch obtékající auto. Oblast převažujícího vlivu zemského magnetismu (auto) se nazývá magnetosféra, hraniční vrstva (karosérie) oddělující magnetosféru od slunečního větru pak magnetopauza.

Nicméně magnetopauza netvoří neproniknutelný štít. Deštník může být narušen v místech, kde se zemské magnetické pole přepojí s meziplanetárním (IMF - Interplanetary Magnetic Field), které s sebou přináší sluneční vítr. V takto narušených místech může dovnitř zemské magnetosféry prostoupit sluneční materiál. Přepojení – rekonexe – bylo jako jev předpovězeno poprvé v padesátých letech minulého století jako velkorozměrový ustálený proces. Na konci 70tých let byly identifikovány pohyblivé a prostorově omezené typy těchto jevů (FTE - magnetic flux transfer events). Bylo zjištěno, že FTE mají velmi složité geometrické vlasnosti, ale ty se nepodařilo teoreticky vysvětlit.

V 80tých a 90tých letech se objevily teoretické studie navrhující modely vysvětlující tato pozorování. Některé z nich naznačovaly, že rekonexe by se mohla odehrávat současně na více místech, což by vedlo k rekonfiguraci magnetického pole do velmi specifické trojrozměrné struktury. Avšak pro potvrzení takového modelu chyběla pozorování. První pozorování podporující popsanou teorii se uskutečnilo díky čtveřici sond mise Cluster, projektu mezinárodní spolupráce mezi ESA a NASA.

Studie tohoto typu jsou poměrně důležité. Transport hmoty (ale také energie a momentu hybnosti) přes magnetopauzu je centrálním bodem zájmu kosmické fyziky. Nejvíce se o výsledky studií zajímají specialisté, monitorující vliv kosmického počasí na zemské prostředí a infrastrukturu. Studium těchto vazeb provádějí na základě měření z mnoha kosmických satelitů i pozemských pozorování. Jedním z hlavních cílů celého bádání je schopnost předpovídat sluneční bouře a jejich důsledky na kritické části infrastruktury v blízkém kosmickém prostoru i zde, na Zemi. Magnetické bouře typicky vyvolané silnými slunečními erupcemi mají na techniku na Zemi i ve vesmíru nezanedbatelný vliv. Důsledky silné geomagnetické bouře bývají výpadky energetických sítí, poškozování energetického vedení, kolaps kabelových systémů, selhání satelitů a výpadky radiového spojení. Abychom uspěli při předpovědích, je zapotřebí vysvětlit ještě mnoho dílčích jevů a podmínky průniku slunečním plazmatem zemským magnetickým štítem jsou jedním z nich.

Dynamická magnetopauza

Hlavním důvodem, proč nebyla popisovaná 3-D magnetická topologie pozorována dříve, je vysoce dynamické chování pozice magnetopauzy. Ve směru na Slunce se nejzazší bod magnetopauzy nachází ve vzdálenosti přibližně 10 RE od středu Země (1 RE = 6378 km), což je asi šestina vzdálenosti k Měsíci, pološířka magnetopauzy ve směru kolmém činí nějakých 15 RE (animace 2). Nicméně tyto vzdálenosti jsou pouze průměrné. Měření z družic prováděné na začátku 60tých let minulého století ukázala, že magnetopauza se vlastně neustále pohybuje. Tento pohyb je způsoben změnami ve směru meziplanetárního magnetického pole a dynamického tlaku slunečního větru (Dynamický tlak slunečního větru je přímo úměrný iontové hustotě (ρ) a druhé mocnině rychlosti slunečního větru v2. Předpokládá se, že kosmické ionty se skládají z 96 % z protonů a 4 % helia (He2+).). Tento bod problému ilustrují animace 2 a 3.

Animace 2 (vlevo): Horní panel: z-komponenta meziplanetárního magnetického pole (Bz), zobrazena modře a dynamický tlak (ρv2), zobrazen oranžově, měřené družicí ACE 4. ledna 2005. Dolní panel: pozice magnetopauzy (modrá čára) a pozice rázové vlny (jasně červená čára) odhadnutá na základě dat o slunečním větru z panelu nahoře pomocí teoretického modelu. Růžová oblast mezi těmato dvěma hranicemi se označuje jako přechodová oblast, zatímco fialová oblast symbolizuje magnetosféru. Čárkovaná světle modrá kružnice, umístěná ve vzdálenosti 6,6 RE, znázorňuje geostacionární dráhu, kde obíhá mnoho komunikačních a meteorologických satelitů. Slunce se nachází zcela vlevo (není zobrazeno). Pohled do rovníkové roviny od severního pólu. (S. M. Petrinec, Lockheed Martin)

Animace 3 (vpravo): Totéž jako animace 2, jen pro měření ze dne 8. června 2000. (S. M. Petrinec, Lockheed Martin)

Obr. 2: Přibližná pozice všech čtyřech satelitů Cluster pohybujících se podél magnetopauzy 30. června 2001 mezi 5.00 a 6.00 UT. SC3 se nachází v magnetosféře, zatímco ostatní tři Cluster družice se nacházejí v přechodové vrstvě. (S. M. Petrinec, Lockheed Martin)

Animace 2 charakterizuje podmínky v klidném slunečním větru (-5 nT < Bz < 5 nT a P < 3 nPa). Během celé hodiny měření se odhadnutý vrcholek magnetopauzy nachází ve vzdálenosti kolem 10 RE (osa x), zatímco šířka magnetosféry je přibližně ±15 RE (osa y). Pozorované změny v parametrech slunečního větru se projeví jako „vlny“ podél rázové vlny a magnetosféry. Protikladem je animace 3, kdy se ve slunečním větru objevily výrazné poruchy (-23 nT < Bz < 23 nT a 2 < P < 17 nPa). Na začátku animace jsou parametry slunečního větru srovnatelné s hodnotami na animaci dvě. Se vzrůstem dynamického tlaku je magnetosféra stlačována směrem k Zemi dokonce až za geostacionární orbitu. Mezitím se z-komponenta jasně otočí do jižní polarity, což naznačuje velkorozměrovou rekonexi magnetických polí.

Statistické analýzy průchodů družic magnetopauzou ukázaly rychlost jejího pohybu mezi 10 a 80 km/s ve většině případů. Takový pohyb je mnohem rychlejší, než je vlastní rychlost družice (asi 5 km/s) a proto komplikuje studie průchodů magnetopauzou. Pokud jsou v takovém případě k dispozici data pouze z jedné družice, je velmi obtížné přetransformovat změřený časový profil do profilu odpovídajícímu prostorovému rozložení.

Bylo předpovězeno mnoho procesů, které mají za následek penetraci slunečního plazmatu touto vysoce dynamickou hraniční vrstvou:

  • rekonexe mezi meziplanetárním magnetickým polem a magnetickým polem Země,
  • rychlá penetrace, kdy plazmová vlákna, jež mají mnohem větší moment hybnosti než okolní plazma slunečního větru, zasáhnou a pravděpodobně proniknou do magnetosféry,
  • tekutinová interakce.

Rozlišení mezi těmito procesy rozhodně není jednoduché a to nejen díky pohybu magnetopauzy. Prostorové rozměry těchto jevů zahrnují rozsah od stovek metrů po několik zemských poloměrů. Další fyzikální parametry jako hustota plazmatu, časové škály a vlnové jevy mají podobné rozsahy.

Pozorování z Clusteru

Ze všech výše uvedených důvodů jsou pro studie dynamiky magnetopauzy nezbytné měření prováděné z více kosmických sond simultánně. Poprvé byla taková studie umožněna díky misi Cluster, určené ke studii hraničních vrstev magnetosféry ve třech rozměrech na různých prostorových škálách. Mise se skládá ze čtyřech identických satelitů letících ve formaci s flexibilní vzdáleností jednotlivých satelitů, jež se během letu již několikrát změnila (od 100 km do 5 000 km). Satelity byly vypuštěny dvěma raketami typu Sojuz-Fregat v červenci a srpnu roku 2000. Společně se sluneční observatoří SoHO vypuštěnou v prosinci 1995 do Largangeova bodu L1 jsou sondy Cluster základními kameny vědeckého programu ESA Horizons 2000. Čtyři sondy jsou nezbytné pro získání trojrozměrného pohledu na dynamiku plazmatických struktur ve svrchní magnetosféře Země a oddělení prostorových a časových charakteristik jevů v ní probíhajících.

Animace 4: Během magnetické rekonexe v plazmatu dojde k přepojení magnetických siločar opačných znamení formující charakteristickou topologii ve tvaru písmene X. Přepojené pole urychluje plazma od X bodu ve směru původních siločar. (Center for Visual computing, University of California Riverside)

Obr. 3: Typ X magnetické topologie během magnetické rekonexe.

30. června 2001 družice Cluster procházely magnetopauzou v ranním sektoru, podmínky ve slunečním větru byly klidné a meziplanetární magnetické pole mělo mírně severní polaritu. Magnetopauza se nacházela mezi satelitem SC3 (v magnetosféře) a dalšími třemi satelity Cluster v přechodové oblasti (SC1, SC2 a SC4). Pozice jsou hrubě načrtnuty v projekci do rovníkové rovniny na obr. 2.

Jak bylo zmíněno již v úvodu, magnetická rekonexe dočasně mění topologii magnetického pole, která pak umožňuje průtok slunečního plazmatu skrz magnetopauzu. Jednoduchá ilustrace mechanismu magnetické rekonexe, nastíněná ve dvou rozměrech na obr. 3 a animaci 4 napomáhá pochopení toho, co vlastně satelity Cluster detekovaly. V plazmatu se mohou siločáry magnetického pole opačné orientace působením kompresních pohybů dostat velmi blízko sebe (vytvořit konfiguraci typu X, obr. 3), kde může dojít k přepojení siločar do energeticky stabilnější konfigurace. Po přepojení jsou z bodu X urychlovány nabité částice. Výskyt takového osamoceného X bodu může být zjištěn na základě měření magnetického pole takzvaným Walénovým testem. Ten je založen na magnetohydrodynamických rovnicích řešených na tenké vrstvě se skokem v parametrech plazmatu.

Tok plazmatu skrz magnetopauzu může být také testován satelitními měřeními. Částečně z měření iontové rozdělovací funkce, neboť distribuce iontů v přepojených polích je mixem iontové populace z přechodové vrstvy a magnetosféry. Populace přechodové vrstvy má tvar písmene „D“ s uříznutím nízkoenergetické části (dolní pravý panel na obr. 4).

Během klidného měřícího intervalu 30. června 2001 byl úhel mezi magnetosférickým magnetickým polem (SC3) a polem v přechodové vrstvě (SC1, SC2, SC4) ~170 °. Jinými slovy měla magnetická pole na opačných stranách magnetopauzy prakticky opačnou orientaci.

Obr. 4: 3-D scénář přepojené magnetické konfigurace a související pozorování iontových rozdělovacích funkcí změřených přístrojem CIS na sondách Cluster 1 a Cluster 3. Pro srovnání jsou distribuce 1 a 2 typická měření provedená kolem 5.10 UT na opačných stranách téměr nepropustné magnetopauzy. V magnetické trubici 1 SC1 pozoroval horkou (~330 eV) izotropní a hustou (~10 cm-3) plazmovou bublinu (distribuce 3, změřeno v 5.12:44 UT). Bublina je tvořena zpomalenými částicemi z přechodové vrstvy spojenými s krátkodobou rekonexí. Na magnetosférické straně struktury 1 (distribuce 4) SC3, nacházející se v magnetickém poli bubliny, měřil horkou populaci (6 cm-3, ~360 eV, v 5.14 UT) pohybující se směrem ke Slunci podél lokálního magnetického pole. Rozdělení má ve fázovém prostoru podobný tvar jako distribuce 3, což naznačuje, že částice z přechodové vrstvy vstupují do magnetosféry podél přepojených siločar. Distribuční funkce 5 (ze SC1) zobrazuje přesvědčivý D-tvar s chybějícími nízkými rychlostmi. (Louarn et al., 2004).

Mezi 5.00 do 6.00 UT byla tato skoro ideálně dvojrozměrná magnetopauza několikrát narušena pokaždé na několik minut. Všechny studované časové intervaly byly detailně vyšetřeny. Zejména byl aplikován Walénův test a změřen tvar distribuční funkce iontů. Pro dva z intervalu byl Walénův test úspěšný a pozorovala se iontová distribuce ve tvaru písmene D. Ve všech případech byly výsledky interpretovány jako výskyt magnetické rekonexe s jednoduchou topologií typu X. V ostatních dvou případech Walénův test selhal. Nicméně i tak se pozorovala iontová distribuce ve tvaru D. Jak je to možné? Po detailní analýze jednoho z těchto intervalů dospěli vědci z týmu k názoru, že jednoduchá rekonexe v jednom bodě nemůže tato pozorování vysvětlit. Místo toho navrhli jiné vysvětlení. Předpokládali existenci dvou systémů magnetických trubic orientovaných v úhlu 90 °, které se navzájem přibližují a celý jev vede ke dvěma rekonexím, které byly pozorovány družicemi Cluster. Topologie magnetického pole před a po jevu je zachycena na obr. 5.

Obr. 5: Vývoj magnetických trubic po vícebodové rekonexi v paralelní konfiguraci. Číslice označují jednotlivé větve přepojených silotrubic. Osa N souřadnicového systému je rovnoběžná s normálou magnetopauzy (označena MP) a míří směrem k přechodové vrstvě, M má směr vektoru průměrného magnetického pole v magnetosféře, L leží v rovině magnetopauzy a doplňuje ortogonální systém souřadnic. Rychlost pohybu přechodové vrstvy je označena symbolem Vs. (Louarn et al, 2004).

Naznačená interakce může vysvětlit fakt, proč Walénův test selhal. Výsledná magnetická konfigurace zdaleka nevyhovuje dvourozměrnému tekutinovému modelu, na němž je Walénův test založen. Tuto trojrozměrnou magnetickou topologie zamotaných magnetických strukturu je možné vidět uprostřed obr. 4, kde modrá rovina označuje magnetopauzu. Tři měření iontových distribucí z SC1 a SC3 podporující tuto interpretaci jsou zobrazena na pravé straně přímo pod schématem situace. Každá z těchto distribucí je připojena na příslušné místo topologického schématu červenou šipkou. Na levé straně jsou pro srovnání zobrazeny distribuce z obou stran téměř neprostupné magnetopauzy zachycující stav v klidném období. Tato propojená magnetická konfigurace je prvním přímým pozorováním trojrozměrné magnetické topologie vzniklé magnetickou rekonexí ve více místech magnetopauzy.

Na palubách sond Cluster se nachází několik přístrojů, pro tuto studii byly použity přístroje FGM (FluxGate Magnetometer) a CIS (Cluster Ion Spectrometry). Předkládaná studie není jediným výsledkem dosaženým s pomocí tohoto unikátního projektu, získaná data podléhají pečlivému zpracování a dá se očekávat, že další, možná zlomové objevy, budou přicházet. Mise byla plánována do prosince letošního roku, avšak s ohledem na současný průběh mise a také na stav všech čtyřech družic se ESA rozhodla operační fázi projektu prodloužit o celé čtyři roky a mírně modifikovat (rozšířit) hlavní cíle celé mise.

Literatura: Louarn, P., A. Fedorov, E. Budnik, G. Fruit, J. A. Sauvaud, C. C. Harvey, I. Dandouras, H. Rème, M. C. Dunlop, and A. Balogh (2004), Cluster observations of complex 3D magnetic structures at the magnetopause, Geophys. Res. Lett., 31, L19805

Podle: ESA Science and Technology, http://sci.esa.int

Podrobnosti o misi Cluster lze nalézt na internetové adrese http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=8




O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. Více o autorovi na jeho webových stránkách svanda.astronomie.cz.



49. vesmírný týden 2016

49. vesmírný týden 2016

Přehled událostí na obloze od 5. 12. do 11. 12. 2016. Měsíc bude v první čvrti, uvidíme Lunar X? Večer je krásně vidět Venuše na jihozápadě. Mars je výše a skoro nad jihem. Ráno je pěkně viditelný Jupiter. Slunce se po krátkém zvýšení aktivity opět uklidnilo. Poté, co došlo k selhání horního stupně rakety Sojuz, zřítila se nad Ruskem nákladní loď Progress, původně určená k zásobování ISS. Pokud se v tomto týdnu povede start japonské zásobovací lodi HTV, bude to pro osazenstvo stanice úplně v pohodě. Kromě tohoto startu se očekávají ještě další čtyři.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Planety

Hvězdy bloudivé, oběžnice, planety. Několik pojmenování téhož. Ostatně i řecké πλανήτης, neboli planétés, znamená vlastně „tulák“. Pro mnoho z nás obíhá kolem Slunce planet devět. Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a Pluto. Ovšem od roku 2006, od valného shromáždění

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Lunární X

Další informace »