Největší české astronomické objevy roku 2011

(1)
Název vědecké práce:
Energetické kaskády v rekonexi magnetického pole

Autor:
Mgr. Miroslav Bárta, PhD. ze Slunečního oddělení

Stručný popis:
Rekonexe – nebo-li přepojování siločar magnetického pole je považována za klíčový mechanismus uvolnění energie ve slunečních erupcích ale i v mnoha jiných eruptivních dějích v kosmickém plazmatu. Přímá aplikace teorie rekonexe na fyziku slunečních erupcí (a další velkorozměrové jevy) ale dlouho čelila zásadnímu problému: Všechny známé procesy, které mohou vést ke změně propojení magnetických siločar (odborně ke změně topologie magnetického pole) – tj. k rekonexi, vyžadují tenké proudové vrstvy (~1m v podmínkách sluneční koróny). Naproti tomu šířka proudových vrstev v erupcích odhadnutá z pozorování je zhruba o šest řádů větší. Pro překonání tohoto propastného rozdílu navrhli Shibata a Tanuma v roce 2001 schematický koncept fraktální rekonexe, jehož princip je znázorněn na obrázku vlevo. Tato myšlenka ale neměla po dlouhou dobu oporu v teorii magnetické rekonexe a podobný jev nebyl ani pozorován v počítačových simulacích. Právě na to jsme se zaměřili v naší práci. Náš výzkum ukázal, že dřívější numerické experimenty tento jev nezachytily z důvodu pokrytí malého rozsahu škál. Rozšířením škálového rozsahu s použitím techniky adaptivního zjemňování výpočetní sítě jsme dosáhli pokrytí dostatečného rozsahu prostorových měřítek a poprvé tak potvrdili roli kaskádního trhání proudové vrstvy – v souladu s ideou v levé části obrázku – pro přenos energie k menším měřítkům, neboli postupného vytváření tenčích proudových vrstev, až k rozměrům v řádech metrů, kde procesy známé z fyziky plazmatu již mohou způsobit kýžené přepojení siločar a s ní spojenou přeměnu magnetické energie na teplo, tzv. disipaci.
Náš příspěvek ale především nově odhalil i důležitost opačného procesu – spojování (odborně koalescence) magnetických silotrubic, které na obrázku v řezu vidíme jako uzavřené siločáry – tzv. magnetické ostrovy nebo též plasmoidy, pro další rozdrobení struktury proudové vrstvy. Koalescence dvou magnetických ostrovů sice vede k vytvoření větší struktury ze dvou menších, ale tento proces je doprovázen vytvořením velmi tenké proudové vrstvy mezi dvěma slévajícími se plasmoidy. Tato proudová vrstva, je-li dostatečně tenká, se stává nestabilní a rozpadá se opět na menší magnetické struktury oddělené ještě tenčími úseky proudové vrstvy – viz obrázek vpravo. V konečném důsledku tak i tento proces zcela neočekávaně přispívá k toku energie od velkých k malým škálám (přímá kaskáda). Pomocí částicových (kinetických) simulací jsme pak prokázali, že tento proces pokračuje až na onu úroveň disipační škály (~1 m), kde plazmové procesy vedou k vlastnímu přepojení magnetických siločar. Získané výsledky přesahují rámec sluneční fyziky a přispívají k rozvoji teorie magnetické rekonexe a turbulence v plazmatu obecně.

Obrázek:


Vlevo: Představa fraktální rekonexe (Shibata a Tanuma, Earth, Planet, Space 53, 2001) vsazená do interpretace radiových pozorování driftujících pulsujících struktur (DPS) – Karlický (Astronomy & Astrophysics 417, 2004). Vpravo: Schema kaskádních procesů v magnetické rekonexi jak byly skutečně pozorovány v numerickém experimentu s velmi vysokým rozlišením. Simulace poprvé potvrdila oprávněnost Shibatovy představy a zároveň odhalila zcela nově význam spojování (koalescence) plasmoidů pro fragmnetaci proudových struktur. Plasmoidy – magnetické silotrubice – hrají při kaskádě energie k menším škálám v rekonexi podobnou roli jako vírové trubice při stejném procesu v proudění tekutin se střihem v rychlosti.

Citace práce:

1) Bárta, M. - Büchner, J. - Karlický, M. - Skála, J.: Spontaneous Current-Layer Fragmentation and Cascading Reconnection in Solar Flares I: Model and Analysis. The Astrophysical Journal 737 (2011), id. 24.
2) Bárta, M. - Büchner, J. - Karlický, M. - Kotrč, P.: Spontaneous Current-Layer Fragmentation and Cascading Reconnection in Solar Flares II: Relation to Observations. The Astrophysical Journal 730 (2011), id. 47.
3) Karlický, M. - Bárta, M. Successive Merging of Plasmoids and Fragmentation in a Flare Current Sheet and their X-ray and Radio Signatures. The Astrophysical Journal 733 (2011):, id. 107.

Podrobnosti:
Energetické kaskády v rekonexi magnetického pole (Miroslav Bárta a Marian Karlický)



(2)
Název vědecké práce:
Průlet japonské sondy HAYABUSA atmosférou při návratu na Zemi – analýza umělého bolidu

Autor:
RNDr. Jiří Borovička, CSc. z Oddělení meziplanetární hmoty

Stručný popis:
Japonská meziplanetární sonda HAYABUSA prozkoumala planetku Itokawa a dopravila zpátky na Zemi její vzorky. K návratu došlo 13. června 2010 v jižní Austrálii. Kvůli poruše hlavního motoru vstoupila do atmosféry nejen návratová kapsle, která se od sondy oddělila krátce před přiblížením k Zemi, ale i celá sonda. Sonda o hmotnosti asi 400 kg následovala jednu sekundu za kapslí, v atmosféře se rozpadla a zcela odpařila. Přitom zazářila jako jasný bolid. Kapsle o hmotnosti 20 kg byla vybavena tepelným štítem, který ji umožnil průlet atmosférou přežít, a zářila mnohem méně.

Japonci pozorovali návrat sondy z několika míst s cílem lokalizovat místo dopadu kapsle a sledovat tento umělý bolid. Bolid byl také zachycen kamerami Pouštní bolidové sítě, kterou Astronomický ústav AV CŘ ve spolupráci s kolegy z Velké Británie a Austrálie provozuje v jihozápadní Austrálii. V článku jsme analyzovali dráhu, rychlost, brždění a záření kapsle i sondy a jejích hlavních úlomků a určili jsme výšky rozpadů sondy. Dráha kapsle se lišila od předpovědi o pouhých 300 metrů. Některé úlomky získali při rozpadech boční rychlost až 250 m/s. Světelnou účinnost bolidu sondy, tj. podíl kinetické energie, který byl vyzářen, jsme určili na 1,3%. Pozorování tohoto bolidu představovalo vzácnou příležitost studovat interakci tělesa o známé hmotnosti, struktuře a složení se zemskou atmosférou při rychlosti 12 km/s a získat tak kalibrační údaje pro studium přírodních meteoroidů.

Obrázek:
 

Fotografie bolidu způsobeného návratem sondy HAYABUSA.

Citace práce:
Borovička, J. - Abe, S. - Shrbený, L. - Spurný, P. - Bland, P.A.: Photographic and radiometric observations of the HAYABUSA re-entry. Publications of the Astronomical Society of Japan. Roč. 63, č. 5 (2011), s.1003-1009
 



(3)
Název vědecké práce:
Chladnoucí větry superhvězdokup

Autor:
Mgr. Richard Wünsch, PhD. z Oddělení galaxií a planetárních systémů

Stručný popis:
Studovali jsme vývoj větrů mladých hvězd v hmotných hvězdokupách (superhvězdokupách) pozorovaných například ve srážejících se galaxiích typu Antény (NGC 4038/NGC 4039). Využili jsme výsledky našich předchozích prací (Wünsch et al. 2007, 2008), které ukazují, že vlastnosti větru hvězdokupy jsou velmi ovlivněny jeho tepelným zářením, kterým se vítr ochlazuje. Tyto výsledky jsme zkombinovali s běžně užívaným modelem Starburst99, kterým je určován kolektivní energetický a hmotný příkon mladých a hmotných hvězd kupy. Tato hmota a energie jsou příčinou větrů superhvězdokup dosahujících do značných vzdáleností v galaktickém, nebo mezigalaktickém prostoru. Za určitých okolností daných celkovou hmotností a rozměrem superhvězdokupy je však ochlazování větru v její centrální části velmi rychlé – dochází k tzv. tepelné nestabilitě, která vede ke vzniku oblaků chladného a hustého mezihvězdného plynu. V předkládané práci jsou stanoveny období a rozsah tepelné nestability, a množství chladného hustého plynu, který díky ní vznikl. Tento plyn může být zdrojem hmoty pro akreční disk kolem centrální černé díry nebo z něj mohou vznikat další generace hvězd. Práce navazuje na dvě předchozí publikace a ve světové literatuře poprvé kvantitativně formuluje význam tepelné nestability pro vývoj superhvězdokup.

Obrázky:


Ve srážejících se galaxiích Antény vzniká tisíce superhvězdokup viditelných jako jasné modré body obklopené červenou září.



Schematický náčrt superhvězdokupy. Větry jednotlivých mladých hmotných hvězd se ve vzájemných srážkách přemění na horký plyn, ze kterého vzniká vítr superhvězdokupy. V horkém plynu také mohou tepelnou nestabilitou vznikat chladné husté oblaky.



Vývoj superhvězdokupy o hmotnosti 1 milion hmotností Slunce. Plná čára znázorňuje příkon energie dodaný hvězdami. Pokud tato hodnota překročí kritickou mez, znázorněnou pro 3 různé modely čárkovanou, tečkovanou a čerchovanou čarou, hvězdokupa je v bimodálním režimu a tvoří chladné husté oblaky.

Citace práce:
Wünsch, R. - Silich, S. - Palouš, J. - Tenorio-Tagle, G. - Muñoz-Tuñón, C.: Evolution of Super Star Cluster Winds with Strong Cooling. Astrophys. J. 740 (2011), id. 75.



(4)
Název vědecké práce:
Tepelné napětí v malých meteoroidech. II. Vliv izolující vrstvy

Autor:
Mgr. David Čapek, PhD. z Oddělení meziplanetární hmoty

Stručný popis:
Čapek a Vokrouhlický (2010) studovali celkový rozpad malých meteoroidů v meziplanetárním prostoru vlivem tepelných napětí, která vznikají díky ohřevu slunečním zářením. V současné práci jsme uvážili skutečnost, že v průběhu přibližování meteoroidu ke Slunci překročí tepelná napětí mez pevnosti nejprve na povrchu tělesa, kde také započne tvorba puklin. Osud rozpukaného materiálu může být v zásadě dvojí: (i) Fragmenty opustí povrch díky odstředivé síle, či díky uvolnění elastické energie při tvorbě puklin a dochází tak k postupné erozi meteoroidu. (ii) Rozpukaný materiál setrvá na povrchu meteoroidu díky nedostatečně propojené síti puklin, či díky mezimolekulárním silám.

Zaměřili jsme se na druhou možnost a na základě analytického modelu jsme zjistil, že se v průběhu několika málo oběhů okolo Slunce vytvoří rozpukaná povrchová vrstva s nižší tepelnou vodivostí, která je schopna ochránit nitro meteoroidu před další destrukcí. Její hloubka roste s klesající heliocentrickou vzdáleností, s klesající pevností materiálu, s rostoucí velikostí meteoroidu a s rostoucí mírou rozpukanosti. Tvorba této vrstvy je snazší pro tělesa, jejichž rotační osa svírá se směrem ke Slunci malý úhel. Studovali jsme také tvorbu rozpukané povrchové vrstvy u rojových meteoroidů s heliocentrickou vzdáleností menší než 1AU. Naše výsledky ukazují, že zvětrávání vlivem tepelných napětí není omezeno pouze na pozemské pouště, Merkur, nebo některé blízkozemní asteroidy. Je s ním potřeba počítat také u meteoroidů s dostatečně malou vzdáleností od Slunce (přinejmenším pro roje δ-Akvaridy, Geminidy a Monocerotidy). Konkrétní převládající proces tepelného zvětrávání meteoroidů (rozštěpení celého tělesa / eroze povrchu / tvorba rozpukané vrstvy), bude možno určit pravděpodobně pouze pomocí experimentu.

Obrázek:


Kumulativní četnost meteoroidů (v procentech) s hloubkou rozpukané povrchové vrstvy větší než h/R (hloubka škálovaná poloměrem tělesa) pro roj Geminidy. Plná čára odpovídá tělesům o velikosti 10 cm, tečkovaná 1 cm a čárkovaná tělesům o velikosti 1 mm.

Citace práce:
Čapek, D. - Vokrouhlický, D.: Thermal stress in small meteoroids. II. Effects of an insulating layer. Astronomy and Astrophysics, accepted: 2 November 2011, DOI: 10.1051/0004-6361/201117697



(5)
Název vědecké práce:
Nový model precese

Autor:
Ing. Jan Vondrák, DrSc., Dr.h.c. z Oddělení galaxií a planetárních systémů

Stručný popis:
Precese je velmi dlouhoperiodický pohyb osy rotace Země v prostoru kolem pólu ekliptiky. Všechny modely precese, užívané v astronomii (včetně toho současného IAU2006), jsou dány rozvojem do mocninných řad. Ukázali jsme, že tyto modely jsou velice přesné v poměrně blízkém okolí základní epochy J2000.0 (několik století), ale na delším časovém měřítku se s realitou rychle rozcházejí. K odvození nového modelu, platného v intervalu statisíců let, jsme použili numerickou integraci pohybu Země ve sluneční soustavě a její rotace, a odtud odvodili analytický rozvoj ve formě trigonometrických řad pro celou řadu precesních úhlů, přičemž typické periody jednotlivých členů rozvoje jsou řádu stovek století. Vhodnou volbou vah při stanovení amplitud rozvoje jsme docílili toho, že nový model je co do přesnosti zcela ekvivalentní modelu IAU2006 v rozmezí do 1000 let od základní epochy a pro vzdálenější epochy jeho přesnost postupně degraduje až na několik úhlových minut pro epochy vzdálené 200 tisíc let. Užití nového modelu předpokládáme zejména při historických studiích.

Obrázek:

Příklad porovnání nového modelu (plná čára) s numerickou integrací (tečkovaná čára) a modelem IAU2006 (čárkovaně) pro obecnou precesi v délce pA a sklon ekliptiky εA. První dvě křivky jsou graficky nerozlišitelné.

Citace práce:
Vondrák J., Capitaine N., Wallace P.: Some new ideas about long-term precession formula, in: N. Capitaine (ed.) Proc. Journées 2010 Systèmes de référence spatio-temporels, Observatoire de Paris 2011, 24-27

Vondrák J., Capitaine N., Wallace P.: New precession expressions, valid for long time intervals, Astron. Astrophys., 534, A22 (2011), DOI: 10.1051/0004-6361/201117274



(6)
Název vědecké práce:
Urychlování elektronů ve zvlněné rázové vlně

Autor:
RNDr. Marek Vandas, DrSc. ze Slunečního oddělení

Stručný popis:
Všeobecně se ví, že elektrony jsou urychlovány rázovými vlnami ve vesmíru (např. ve sluneční koróně nebo meziplanetárním prostoru). Při teoretickém modelování tohoto procesu se obvykle bere čelo rázové vlny jako rovina. Zabývali jsme se obecnějším případem, kdy čelo rázové vlny je zvlněné, což je jistě tvar bližší skutečnosti. Dostali jsme neočekávaný výsledek: množství urychlených elektronů přicházejících z různých směrů se velmi liší, a to i pro velmi malé změny směru. Ukazuje to přiložený obrázek. Tučná čára se vztahuje k urychleným elektronům na ploché rázové vlně. Směr určujeme radiálně od středu zvýrazněného černým terčíkem. Množství elektronů se jen pozvolna mění se změnou směru. Situace se silně mění pro zvlněnou rázovou vlnu, pro niž je výsledek znázorněn tenkou čarou. Takové „ježaté“ směrové rozdělení je náchylné k vybuzení různých nestabilit v plazmatu, které mohou dále přispět k urychlování elektronů a souvisejícím rádiovým vlnám. Čelo rázové vlny bylo modelováno pravidelnou sinusovkou, ale detailní analýza ukázala, že podobné směrové rozdělení bude přítomno i pro nepravidelně zvlněné čelo rázové vlny, tj. pro tvar pravděpodobnější ve skutečnosti.

Obrázek:


Intenzita urychlených elektronů v závislosti na úhlech vůči směru magnetického pole B. Intenzita je relativní vzhledem k počáteční intenzitě (zobrazené jako nejmenší čárkovaná kružnice). Silná čára ukazuje intenzitu pro rovinnou rázovou vlnu (tj. bez zvlnění čela). Směrové rozdělení v prostoru získáme otáčením obrázku kolem osy znázorněné zde svislou šipkou,představující též směr magnetického pole.

Citace práce:
Vandas M. - Karlický M.: Electron acceleration in a wavy shock front. Astron. Astrophys., 531, A55 (2011)