Výzkumy na AsÚ AV ČR (12): Protony slunečního větru ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky od Slunce

Astrofyzikům jsou poměrně dobře známy pouze vlastnosti slunečního větru, a to ještě povětšinou pouze v rovině ekliptiky. Ve vyšších šířkách studovala vlastnosti meziplanetární hmoty pouze jediná sonda Ulysses v letech 1994 až 2009, v roce 2017 odstartuje Solar Orbiter, na němž se podílejí i pracovníci AsÚ, který se také vlastnostmi slunečního větru mimo rovinu ekliptiky bude zabývat. Dnes víme, že sluneční vítr má tři složky: vítr pomalý (s typickou rychlostí kolem 400 km/s), který nejspíš uniká z oblastí s uzavřeným magnetickým polem, tedy z aktivních oblastí na Slunci, vítr rychlý (s typickou rychlostí kolem 700 km/s), který nejspíš vyvěrá z oblastí s polem otevřeným, tedy především z koronálních děr, které jsou typicky chladnější než aktivní oblasti. Třetí složkou jsou pak meziplanetární plazmové oblaky, také plazmoidy, které jsou pokračovateli výronů hmoty do koróny (coronal mass ejections, CME), ke kterým dochází v souvislosti se slunečními erupcemi.

Samotný původ slunečního větru není doposud uspokojivě vysvětlen. Každý z fyzikálních modelů, který má za cíl vznik slunečního větru vysvětlit, v sobě zahrnuje nejrůznější procesy urychlování a ohřívání částic, přičemž každý z těchto fyzikálních mechanismů by měl zanechávat svůj podpis ve statistických vlastnostech částic, které jsou měřeny kosmickými sondami. Sluneční protony v okolí Země vykazují mnoho souvislostí a vazeb, které jsou však prozatím nevysvětleny.

Sluneční vítr si také s sebou nese magnetické pole, které do systému přináší preferovaný směr; nabité častice se chovají (pohybují) jinak podél a napříč vůči směru magnetického pole. Proto mají protony (i elektrony a další ionty) ve slunečním větru typicky rozdílné teploty (a tlaky) podél a kolmo na magnetické pole. Fyzikové mluví o tzv. anizotropii, tedy nerovnosti hodnot fyzikálních veličin v různých směrech.

Z měření prováděných kosmickými sondami v okolí Země vyplývá, že některé veličiny popisující sluneční vítr, zejména pak protony tohoto větru, spolu překvapivě souvisejí. Např. se podařilo vysledovat přímou úměru mezi kinetickou teplotou protonů a rychlostí slunečního větru. Překvapivě rychlejší sluneční vítr obsahuje teplejší protony ve srovnání s pomalým slunečním větrem, přestože zdroj pomalého slunečního větru je typicky teplejší než zdroj rychlého slunečního větru. Dále existuje jasná nepřímá úměra mezi kinetickou teplotou protonů a charakteristický časem jejich vzájemných srážek. Také poměr podélného tlaku protonů a tlaku magnetického pole (v řeči plazmových fyziků se tento poměr označuje jako „podélné beta“) klesá s nárůstem rychlostní anizotropie protonů. Tyto tzv. korelace nejsou uspokojivě vysvětleny a P. Hellinger s P. Trávníčkem se jim pokusili přijít na kloub pečlivou analýzou dlouhodobých měření (z let 1995 až 2012) přístroji na palubě družice WIND. K dispozici měli více než čtyři miliony jednotlivých měření, což je pro statistickou analýzu jistě dostatečné množství.

Autoři nejprve poukazují na to, že je třeba velmi obezřetně přistupovat k výsledkům statistických metod považovaných v oboru za standardní. Zdálo by se, že některé předchozí výsledky by si dokonce říkaly o revizi. Z jejich vlastní analýzy vyplývá, že sluneční protony s celkově nižší teplotou mají zřejmě v důsledku vzájemných srážek spíše izotropní rychlostní rozdělení, zatímco protony s teplotou vyšší vykazují značnou anizotropii. V dvojrozměrných histogramech je výskyt částic omezen oblastmi kinetických nestabilit, přičemž pozice jejich hranic možná závisí na dalších parametrech slunečního větru jako na srážkovém čase nebo na teplotě částic. Vzájemné korelace se podařilo P. Hellingerovi popsat prostřednictvím škálovacích zákonů, které jsou však jen částečně vysvětleny na teoretické úrovni, takže vlastnosti protonů ve slunečním větru si zasluhují dalšího pečlivého zkoumání.

Poznámka k obrázku v úvodu článku: Struktura sluneční větru v období slunečního minima. Z měření Ulysses se ukázalo, že rychlý sluneční vítr je složkou, která v celkovém skóre převažuje. V minimu činnosti rychlý vítr vyvěrá především z rozsáhlých polárních koronálních děr. V okolí slunečního rovníku (a tedy i ekliptiky) však dominuje vítr pomalý, neboť i v minimum činnosti najdeme v rovníkových pásech určitou lokální magnetickou aktivitu, která nedá uniknout rychlým částicím.

Reference: Hellinger P. a Trávníček P. M., Solar wind protons at 1 AU: trends and bounds, constraints and correlations, Astrophysical Journal Letters 784 (2014) article id L15, arXiv:1402.4611
Kontakt: Dr. Mgr. Petr Hellinger, petr.hellinger@asu.cas.cz

Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR.