The first 9 months of Mimosa in orbit

Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí
umělých družic (04)
Aleš Bezděk,
Astronomický ústav
AV ČR
http://www.asu.cas.cz/~bezdek/prednasky/
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
1
Větry v termosféře
Hlavním módem rotace vysoké atmosféry je korotace se Zemí. Tato
rychlost činí ve výšce 300 km na rovníku asi 500 m/s, na 60°
zeměpisné šířky polovinu této hodnoty.
Stavové parametry vysoké atmosféry závisí globálně především na přísunu
energie ze slunečního UV, takže jsou ovlivňovány polohou Slunce
vůči Zemi a množstvím UV v danou chvíli ze Slunci proudící.
•
Na měřeních z družic je dobře patrné pravidelné změny teploty a
hustoty v závislosti na lokálním slunečním čase (viz „Dýchání“ vysoké
atmosféry, přednáška č. 3, str. 24-5).
•
Vzhledem k přibližné platnosti stavové rovnice ideálního plynu pro
jednotlivé složky termosféry vykazuje podobné pravidelné změny
mezi dnem a nocí také tlak.
Na obr. 3.31 jsou změny tlaku při rovnodennosti ve výšce 300 km pro stř.
šířky, na obr. 3.32 pro celou Zemi:
•
Blízko rovníku existuje v odpoledních hodinách dobře ohraničená
zóna vysokého tlaku, které se říkává tlakové vydutí (pressure bulge).
Oproti němu je oblast nízkého tlaku v časných ranních hodinách
mnohem plošší.
•
Rozdíly tlaku mezi tlakovou výší a níží vyvolávají poměrně značné
větrné proudění, dosahující ve středních šířkách rychlosti až 200 m/s.
Vzhledem k periodě 24 hodin se těmto větrům říká slapové větry
(tidal winds).
•
Existují celá řada dalších mechanizmů vyvolávajících proudění. Např.
v polární vysoké atmosféře mohou intenzivní elektrická pole značně
urychlit ionty, které pak třením předávají část své kinetické energie
neutrálním částicím, a tím mohou vzniknout větry o rychlostech až
1000 m/s.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
2
Ionosféra
Ionizovaná složka vysoké atmosféry. Přes její stopový výskyt má existence této
nabité složky důležité projevy:
•
Umožňuje tok elektrických proudů, což vede k poruchám mg. pole a
elektrodynamické tvorbě tepla.
•
Ovlivňuje dynamiku vysoké atmosféry generováním nebo zpomalováním
termosférických větrů.
•
Má vliv na elmg. vlny, ať už jejich odraz a lom nebo zeslabování či rotaci
roviny polarizace.
Ohledně existence vodivé vrstvy ve vysoké atmosféře bylo poměrně záhy mnoho spekulací, např. Gauß r. 1839 či Kelvin r.
1860 navrhovali vysvětlení fluktuací geomg. pole pomocí proudů ve vysoké atmosféře. Fyzikální mechanizmus zůstával
záhadou, neboť až do r. 1900 nebyla obecně uznávána možnost existence volných elektronů. Roku 1901 Marconi poprvé
vysílal radiové vlny přes Atlantik, což vysvětlili nezávisle Kennelly, Heaviside a Lodge odrazem vln od volných nositelů
náboje ve vysoké atmosféře. Přesto zůstala existence Kennelly-Heavisideovy vrstvy spornou otázkou („akademický
mýtus“) až do r. 1924, kdy dvě nezávislé skupiny, Breit a Tuve v USA a Appleton a Barnett v Anglii, prokázaly reálnou
existenci ionosféry pomocí speciálně připravených experimentů s rádiovými vlnami.
Monitorování ionosféry pomocí rádiových vln stále probíhá, na světě je 100 ionosférických stanic, které sledují strukturu a
variabilitu ionosféry s využitím odrazu rádiových vln (echolokace). Ionosféru dále ze zemského povrchu zkoumají radary
technikou nekorentního zpětného rozptylu (incoherent backscatter). Kromě pozemních měření zkoumá ionosféru in situ
mnoho umělých družic.
U nás se fyzikou ionosféry zabývá zejména Ústav fyziky atmosféry AV ČR, který provozuje ionosférickou observatoř v
Průhonicích a jehož pracovníci také postavili a vypustili družice řady Magion (na obr. je Magion 1).
Magion, označení řady československých a českých malých družic, vypouštěných sovětskými a ruskými raketami. Sloužily ke
komplexnímu zkoumání vlastností zemské magnetosféry a ionosféry. 1978 – 96 vypuštěno celkem pět těchto družic (1978,
1989, 1991, 1995 a 1996), vždy v páru s většími družicemi sovětskými (ruskými).
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
3
Výškové profily ionosférických stavových parametrů
Obecně jsou všechny stavové parametry neutrálního plynu použitelné i na
iontový nebo elektronový plyn.
Na obr. 4.1 je výškový profil ionosférické elektronové hustoty:
•
Je patrné, že nosiče náboje tvoří jistou vrstvu, jejíž maximum leží v
tomto případě ve výšce 240 km s tloušťkou asi 120 km, max. hustota
dosahuje 5.1011 m-3 (neutrální atm. zde má hustotu řádu 1015 m-3).
Tyto parametry jsou značně proměnlivé, typické denní fluktuace jsou:
•
•
Vzhledem k tomu, že ionosféra je všude kvazineutrální směs plynů
nesoucích náboj, hustota pozitivních iontů se přibližně shoduje s
elektronovou.
Srovnáme-li hustotu iontů a elektronů nm s hustotou neutrální
atmosféry nn (obr. 2.11), ukazuje se, že vysoká atmosféra je pouze
slabě ionizovaná nm/nn <<1. Typické hodnoty poměru nm/nn jsou 102
na horní hranici ionosféry v 1000 km, 10-3 v maximu a 10-8 ve výšce
100 km.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
4
Výškové profily ionosférických stavových parametrů
Na obr. 4.2 je iontové složení ionosféry:
•
elektronová hustota e- je stejná jako na obr. 4.1, ale pík není tak
dobře patrný, protože zde máme logaritmickou škálu
•
molekulární ionty O2+ a NO+ jsou dominantní v nízké ionosféře
•
v maximu je primární iont O+, což je v souladu s převahou
atomárního kyslíku O v termosféře
•
překvapivě chybí větší množštví iontů He+ a dochází rovnou k
přechodu O+ na H+ jakožto hlavní složky vysoké ionosféry
Iontové složení je vodítkem k rozdělení ionosféry na několik vrstev:
•
•
Nejvyšší oblast ionosféry s převládajícími ionty H+, zvaná
plazmosféra nebo protonosféra, nebývá trochu překvapivě k
ionosféře jako takové počítána.
Hodnoty pro výšky v tab. 4.1 jsou pouze typické, např. k přechodu od
O+ k H+ může dojít v rozsahu 600-2000 km.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
5
Ionosféra – výškový profil teploty
Typické výškové profily teplot v ionosféře jsou na obr. 4.3:
•
Elektrony jsou v teplotní rovnováze s neutrální složkou pouze
v nízké ionosféře, od 150 km výše elektronová teplota prudce
roste, a na rozdíl od neutrálního plynu se neblíží žádné limitní
hodnotě. V plazmosféře tedy musí existovat nějaký zdroj, ze
kterého teplo proudí směrem dolů.
•
Vzhledem k mnohem vyššímu účinnému průřezu interakce zůstává
iontová složka s neutrální v teplotní rovnováze až do výšky 350 km.
•
Různé teploty tří plynných složek znamenají, že dochází ke
stálému předávání tepla od elektronů a iontů neutrálním částicím,
a tento mechanizmus je ve dne ve výškách nad 250 km hlavním
zdrojem ohřevu neutrální vysoké atmosféry (ve výškách pod 150
km je hlavním zdrojem ohřevu fotodisociace O2, v pásu 150-250 km
exotermní chemické reakce).
•
V noci všechny tři teploty silně klesnou a pro výšky pod 500 km
přibližně platí Tn≈ Ti≈ Te .
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
6
Ohřev termosféry ionosférickými proudy v polárních oválech
•
•
•
V ionosféře vzniká v oblasti polárních čepiček a polárních
oválů díky ionizaci několik typů elektrických proudů daných
pohybem nabitých částic ionosféry (pro ilustraci viz obr.
7.10). V nižší ionosféře, ve vrstvě E (výšky asi 90-170 km),
dochází vzhledem k vyšší hustotě neutrálních částic ke tření
mezi driftujícími nabitými ionty a částicemi neutrální
atmosféry. To vede jednak ke zrychlení neutrálních částic,
vzniká tak větrné proudění neutrální termosféry, ale
hlavně se takto disipuje energie uspořádaného pohybu iontů
na tepelnou energii částic neutrální termosféry.
Tento mechanizmus vytváření tepla je ekvivalentní
uvolňování Jouleova tepla při průtoku elektrického proudu
vodičem. Takto mohou teplo uvolňovat pouze proudy
tekoucí ve směru elektrického pole (v našem případě tzv.
Pedersenovy proudy), protože se jedná o energii
spotřebovanou na úkor tohoto elektrického pole.
Maximálních hodnot dosahuje toto předávání tepla
termosféře od ionosférických proudů nad polárními ovály
ve výškách asi 130 km, kde se tak uvolňuje až 10-7 W.m-3.
To je několikanásobek produkce tepla absorpcí UV záření v
těchto výškách (přednáška č. 3, str. 23), takže pro polární
termosféru jsou ionosférické proudy významným zdrojem
ohřevu.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
7
Geosférické bouře
Termín geosférická bouře označuje jev, kdy dochází k silné disipaci energie
slunečního větru do kosmického prostoru v blízkosti Země.
•
(disipace energie = nevratná přeměna energie v jiný druh energie)
•
g. b. obvykle trvají 1-3 dny a dochází při nich k disipaci energie až 1012 W,
což je několikanásobek obvyklých hodnot energie, kterou předává sluneční
vítr magnetosféře
•
g. b. bývají ovlivněny všechny oblasti kosmického prostoru, a vykazují tak
známky poruch.
Historicky byly první pozorovány v 18. st. poruchy mg. pole, dlouhá tradice jejich
měření a globální pokrytí Země jsou důvodem, proč dodneška slouží měřené
poruchy mg. pole k popisu intenzity i prostorové variability g. b.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
8
Magnetické bouře
Magnetické pole na zemském povrchu není statické, neustále se mění na všech časových škálách. Je důležité, že se zde
rozlišují pravidelné a nepravidelné poruchy.
Pravidelné poruchy geomg. pole:
•
fluktuace malých amplitud při malé disipaci energie slunečního větru
•
opakují se den od dne stejným způsobem
•
jsou působeny slapovými větry v termosféře, které vyvolávají elektrické proudy (slapové proudy)
Nepravidelné poruchy geomg. pole:
•
jsou nazývány magnetická aktivita
•
poruchy dosahují značných amplitud
•
svým charakterem i fyzikálními mechanizmy se dosti liší pro rovníkové, střední a polární oblasti
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
9
Magnetické bouře
Magnetická aktivita v nízkých šířkách:
•
je popsána indexem Dst (Disturbance storm)
•
charakteristický je pokles horizontální intenzity mg. pole, běžná mg.
bouře -150 nT, silná mg. bouře -300 nT (jednou za několik let či
dekád)
•
mechanizmus vyvolávající bouře je zesílení magnetosférického
prstencového proudu způsobené vstupem energetických částic do
vnitřní magnetosféry
Magnetická aktivita v polárních šířkách:
•
poruchy v intenzitě mg. pole jsou mnohem větší než na rovníku,
typicky dosahují hodnot 1500 nT, a jsou pozitivní i negativní, jsou
pozorovány velké časové fluktuace, průběh bouře v jednotlivých
stanicích se liší
•
původcem těchto poruch jsou ionosférické proudy
•
je charakterizována indexem AE (auroral electrojet)
Magnetická aktivita ve středních šířkách:
•
působena kombinací magnetosférického prstencového proudu a
polárních ionosférických proudů, a dalších proudů
•
index Kp (něm. Kennzahl, planetar, zavedl Bartels r. 1949) je nejčastější charakteristika mg. aktivity nejen ve stř. šířkách,
ale dobře charakterizuje celkovou mg. aktivitu pro celou zemi (a tak také globální míru disipace energie slunečního větru)
•
jeho hodnota pro celou planetu je stanovena každé tři hodiny v kvazilogaritmické škále (0..velmi klidné geomg. pole,
9..velmi narušené)
•
ke každé hodnotě indexu Kp existuje ekvivalentní
lineární hodnota, která se nazývá ap index (tab. 8.1).
•
Průměrná hodnota ap indexů pro jeden den dává
Ap index, který je vedle Kp také často používán
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
10
Termosférické bouře
Značná část energie slunečního větru absorbovaná během geosférické
bouře je disipovaná elektrickými proudy a dopadem částic do
polární vysoké atmosféry. Zahřátí atmosféry je tak intenzivní, že
vytváří nejen lokální, ale globální poruchy termosféry. Tento proces
nazýváme termosférická bouře.
•
vzhledem k pozorovaným vysokým rychlostem větrů se hodí slovo
bouře, navíc jsou ale ovlivněny i ostatní stavové parametry jako je
teplota, hustota a složení termosféry.
Poruchy ve složení termosféry ve vysokých a středních mg. šířkách
Pozoruje se, že během termosférických bouří hustota těžších plynů
vzrůstá, kdežto lehčích plynů klesá. Družice s měřicím přístrojem na
palubě (obr. nahoře) zaznamená oblast se změněným složením už
ve středních šířkách.
Na obr. 8.15 jsou relativní změny hustoty jednotlivých složek při
porušeném mg. poli vůči klidným podmínkám jako funkce mg. šířky:
•
hustota argonu vzrostla 80krát, molekulárního dusíko 10krát
•
hustota atomového kyslíku klesla na polovinu, hélia na desetinu
•
tyto poruchy hustot vznikají v polárních šířkách, a do středních šířek
jsou transportovány silnými větry
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
11
Termosférické bouře
Poruchy hustoty v nižších mg. šířkách
Poruchy hustoty termosféry blízko mg. rovníku se chovají jinak
než poruchy ve vyšších šířkách. Na obr. 8.17 je mg. bouře,
indikovaná indexem AE v horním panelu, a relativní poruchy
hustoty jednotlivých plynů:
•
Na rozdíl od polárních šířek v okolí rovníku hustota všech
plynů se při mg. bouři zvýšila. Zjevně zde musí fungovat jiný
princip ohřevu.
•
Je vidět, že pozorované poruchy dospěly z polárních oblastí,
kde se termosféra zahřála, až na rovník velice rychle, za
necelé 4 hodiny po začátku mg. aktivity. To lze vysvětlit
např. šířením specifického typu vln v termosféře (TAD =
travelling ionospheric disturbance).
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
12
Reakce termosféry na zvýšení toku UV a geomg. aktivity
Na obrázku jsou vynesené změny hustoty termosféry z reálných dat akcelerometru Cactus na palubě družice Castor.
•
Na horním panelu je rádiový tok na 10,7 cm (CI) jakožto index charakterizující variace v toku UV do vysoké atmosféry.
Na Slunci bylo v tu dobu nějaké aktivní centrum, které rotovalo s povrchem.
•
Na prostředním panelu je vidět korelace mezi některými variacemi hustoty v perigeu Castora (asi 270 km) a indexu CI.
•
Totéž platí pro poruchy geomg. pole zachycené indexem Ap. Je možné najít celou řadu korelovaných píků mezi Ap a
hustotou termosféry.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
13
Slunce – příčina geosférických bouří
Bezprostřední příčinou vzniku geosférických bouří je velké zvýšení
přenosu energie slunečního větru do magnetosféry. Podmínky
příznivé pro tento zvýšený přenos jsou větší rychlost slunečního
větru a značné porušení meziplanetárního mg. pole.
To je zobrazeno na obr. 8.23. Zatímco rychlost slunečního větru
vzrostla relativně nepříliš výrazně (< 30 %), existuje silná
korelace mezi indexem Dst geomg. aktivity a poruchou v
meziplanetárním mg. poli.
Mezi příčinné mechanizmy této poruchy meziplanetárního mg. pole
patří procesy na Slunci: koronální výrony hmoty a oblasti
interakce mezi koronálními děrami a koronálními výtrysky.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
14
Sluneční výrony hmoty a magnetické oblaky
Na počátku 70. let 20. století začalo být možné dlouhodobě sledovat
sluneční korónu nad rušivou zemskou atmosférou pomocí
koronografů na palubě umělých družic. Brzy byl zjištěn
pozoruhodný jev.
Na obr. 8.24 vidíme postupně narůstající smyčku plynu (a v ní ještě
druhou) uzavírající v sobě tmavší, tj. chladnější oblast vnitřní
koróny, která se během několika hodin od Slunce odpoutává a
odnáší ze Slunce obrovské množství plynu. Tento jev byl nazván
koronální či sluneční výron hmoty (ang. CME/SME, coronal/solar
mass ejection) a hmota odneseného plynu dosahuje 1012-1013 kg.
Střední rychlost tohoto oblaku částic je 500 m/s (značné variace 501800 m/s), stř. kinetická energie 1023 až 1025 J.
Existuje úzká vazba mezi pozorováními oblaků hmoty se zvýšenou mg.
intenzitou, nízkou teplotou a hustotou (tzv. magnetický oblak) a
mezi výskytem koronálních výronů hmoty. Dále byla pozorována
korelace mezi vnořením Země do mg. oblaku a začátkem
geosférické bouře.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
15
Korotující interakční oblasti
Kromě geosférických bouří vyvolaných jednotlivě magnetickými oblaky
existují také g. b., které se opakují. Jedná se o bouře s periodou
27 dnů často pozorované během klesající sluneční aktivity.
Zjevně mají zdroj, který je aktivní delší dobu a korotuje přitom se
Sluncem.
Bartels nazval kdysi tyto zdroje názvem M oblasti (jako magneticky
působící). Dnes byly identifikovány jako hranice mezi
koronálními děrami a koronálními výtrysky (obr. 6.8). Zatímco
koronální díry jsou zdrojem rychlého slunečního větru, z
koronálních výtrysků vychází pomalý sluneční vítr. Různé
rychlosti částic vedou ke stlačení plazmatu, a tím ke stlačení
zamrzlého mg. pole, což vede k poruše meziplanetárního mg.
pole. Při průchodu Země místem stlačení dochází ke vzniku
geosférických bouří. Tyto oblasti interakce jsou takto příčinou
vzniku periodicky se opakujících geosférických bouří.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
16
Sluneční erupce
Za příčinu geosférických bouří byly po dlouhé roky pokládány sluneční
erupce. Jedná se o silně lokalizované (<0,1 Rs) a krátkodobé (< 1 h)
uvolnění obrovského množství energie (až 1025 J). Dnes se o této
kauzální vazbě vážně pochybuje, i když sluneční erupce působí ve
vysoké atmosféře malé, ale zřetelně identifikovatelné poruchy.
Ze sluneční erupce nejprve na zemi dorazí elmg. záření. Příslušná oblast
na Slunci se náhle zjasní v různých vlnových délkách.
Na obr. 8.28 je pozorování typického časového průběhu v oborech X, EUV,
Hα a rádiových vlnách. Ve vzácných případech se toto zjasnění
projeví i ve viditelném světle.
Frekvence výskytu s. e. obecně sleduje cyklus sluneční aktivity, přibližně 5
s. e. ročně se objeví pří nízké aktivitě, asi 70 při vysoké.
Pro působení na vysokou atmosféru je důležitý nárůst v záření EUV a X,
který dosahuje 10 mW/m2 v EUV (asi dvojnásobek běžné hodnoty) a
až 1 mW/m2 pro měkké rentgenové záření (1-10 nm, faktor 104 běžné
hodnoty toku).
Kromě elmg. záření jsou během s. e. uvolňovány energetické částice, což
je ale spíše vzácné.
Vzhledem ke krátkému trvání nejsou poruchy vysoké atmosféry působené
s. e. nejsou z hlediska ohřevu termosféry příliš významné. Dodatečná
ionizace zářením EUV a X působí náhlé ionosférické poruchy (ang.
sudden ionospheric disturbances, SID), což vede ke skokovým
změnám v odrazových vlastnostech pro rádiové vlny. Také se zvyšuje
vodivost ionosféry, což má za důsledek náhlé zvýšení ionosférických
proudů a jimi vyvolaných poruch geomg. pole.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
17
Sluneční erupce
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
18
Kosmické počasí
Kosmické počasí podobně jako pozemské počasí popisuje fyzikální
poměry v kosmickém prostoru blízko Země. Snažíme se získat
spolehlivou a co nejrychlejší předpověď kosmického počasí, která
by umožňovala minimalizovat možné negativní dopady, které mají
geosférické bouře nebo sluneční erupce na lidské aktivity na zemi
i v kosmickém prostoru. Tento záměr se zatím daří plnit pouze
částečně.
Vlivy kosmického počasí na technické systémy
•
Magnetické bouře – fluktuace mg. pole během mg. bouří mohou
indukovat velká napětí a proudy v dlouhých vodičích, jako jsou
např. kabely vysokého napětí nebo ropovody. Často citovaný
příklad je velká mg. bouře v březnu 1989, která způsobila
výpadek celého energetického systému v kanadské provincii
Québec (6 mil. odběratelů) na 9 hodin.
•
Termosférické bouře – během nich dochází k nárůstu hustoty
neutrální termosféry (až o stovky procent) To vede ke zvýšení
odporu atmosféry působícího na nízkoletící družice, což mění
jejich dráhu vůči předpovězené a např. to může zkomplikovat
jejich řízení nebo značně zkrátit jejich životnost.
•
Ionosférické bouře – narušení běžného režimu odrazu
rádiových vln na vrstvách ionosféry. Určování polohy pomocí
GPS může být ionosférickou bouří komplikováno (snížení
přesnosti) nebo dokonce úplně znemožněno.
•
Energetické částice – mohou způsobit poruchy či škody na
elektronických přístrojích na palubě družic nebo ohrozit zdraví lidí
na oběžné dráze. Dopad většího množství energetických částic
do ionosférické vrstvy D vede ke zvýšení ionizační hustoty, větší
absorpci vln, což znemožňuje komunikaci přes póly (polar
blackout).
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
19
Hustota vysoké atmosféry (shrnutí)
V termosféře spolu jednotlivé plynné složky mezi sebou neinteragují a výškový profil koncentrace ni(h) každé složky je
nezávisle od ostatních určen hydrostatickou rovnicí a rovnicí ideálního plynu (P2/8-10*). Tento s výškou exponenciálně
klesající profil plynu v difuzní rovnováze je možno zapsat:
kde h0 je nějaká referenční výška, k Boltzmannova konstanta, T(h) teplota, mi hmotnost částice i-tého plynu, g(h) gravitační
zrychlení.
Škálová výška Hi je taková výška, kdy hustota klesne na 1/e své hodnoty. Ve střední termosféře, 200-600 km, je možno brát
g(h) jako přibližně konstantní.
•
Rychlost poklesu koncentrace pro danou teplotu T určuje hmotnost částic mi (lehčí plyn např. He klesá sedmkrát pomaleji
než N2). To vede k výškovému rozvrstvení podle převládajících složek (P2/6):
N2 (<170 km), O (170-700 km), He (700-1700 km), H (> 1700 km)
•
Naopak pro určitý plyn udává vztah pro škálovou výšku, že když se zvýší teplota T, hustota plynu klesá s výškou pomaleji.
Jinými slovy vyšší teploty znamenají vyšší termosféricé hustoty („dýchání vysoké atmosféry“, P3/24-25). Teplota, a tedy i
hustota, závisí na mnoha parametrech (P2/19).
Faktory ovlivňující stavové parametry vysoké atmosféry (teplota, hustota, tlak):
– výška nad povrchem
– zeměpisná poloha na zemi (zenitový úhel Slunce kvůli slunečnímu UV)
– lokální čas (den/noc)
– den v roce (vzdálenost Země od Slunce)
– rotace Slunce (aktuální pozice UV emisních center vzhledem k Zemi)
– cyklus sluneční aktivity (celkové množství UV aktivních center na Slunci)
– geomagnetická aktivita (geosférické bouře, poloha vzhledem k polárním oválům)
* Pozn. Označení znamená Přednášky č. 2, str. 8-10
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
20
Zdroje ohřevu termosféry (shrnutí)
Hlavní zdroje objemové produkce tepla předávaného vysoké atmosféře (termosféře)
Globálně v celé atmosféře:
•
absorpce slunečního UV záření (P3/23):
– ve výškách nad 150 km převládá ohřev atmosféry zářením v EUV oblasti: 10-8 W.m-3
– pod 150 km pak v FUV oblasti: 1-5. 10-8 W.m-3
Pouze nad polárními ovály:
•
Jouleovo teplo z ionosférických proudů ve výškách asi 130 km (P4/7): až 10-7 W.m-3
•
disipace energie částic polárního záření pro výšky pod 150 km (P3/18): asi 10-8 W.m-3
Přestože jde při ohřevu termosféry nad polárními ovály pouze o lokální zdroje tepla, jsou tyto zdroje při geosférických
bouřích natolik intenzivní, že dojde ke globálnímu zvýšení teploty a hustoty v celé termosféře.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
21
Termosféra a pohyb LEO družic (shrnutí)
Na družice na nízkých oběžných drahách (LEO, low earth orbits), ve výškách 100 km až 2000 km, atmosféra silou, která se
nazývá odpor atmosféry. Odpor atmosféry závisí na hustotě vysoké atmosféry, která je sice nesmírně malá, ale
vzhledem ke neustálému působení vede odpor atmosféry k tomu, že družice ztrácí kinetickou energii a postupně
klesá (viz obrázky). Nakonec tyto nízkoletící družice sestoupí do hustších vrstev atmosféry a ve výškách 100-150 km
shoří (podobně jako meteory).
Variace hustoty vysoké atmosféry na mnoha časových škálách byly objeveny ze změn dráhových elementů prvních
umělých družic. Zjistilo se, že vysoká atmosféra má velkou kinetickou teplotu (odtud název termosféra, P1/3) a že
příčinou velkých variací hustoty termosféry jsou variace zdrojů tepla, které termosféra zahřívají, především slunečního
UV záření (P3/23).
Mezi družicové metody, jak sledovat změny hustoty termosféry, patří:
•
Analýza změn dráhových elementů, zejména velké poloosy, která přímo souvisí s energií (P1/9-12).
•
Jinou metodou je měření negravitačních sil pomocí mikroakcelerometrů. Pro družice ve výškách nižších než cca 400 km
je dominantní negravitační silou právě odpor atmosféry (P1/6-8, P3/24-5).
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
22
Jihoatlantická anomálie – lokální zeslabení geomg. pole
•
24 January 2005
Spacecraft faults are more common over the South Atlantic during times of high solar activity. It is there that a local
weakness in Earth's magnetic field leads to an enhanced level of charged atomic particles which can cause damage to
onboard electronic systems. This 'South Atlantic Anomaly' is illustrated here with a chart showing memory upsets to the
veteran UoSAT-2 spacecraft. The image shows the distribution of memory upsets experienced by UOSAT-2. They
cluster strongly over South America. Scientists and satellite operators try to shield instruments and computers against
the penetrating particles and limit the use of these types of systems while drifting through the South Atlantic Anomaly.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
23
Skylab
•
Skylab, the first US space station, was launched into orbit on
May 14, 1973 as part of the Apollo program. This 91 metric ton
structure was 36 meters (four stories) high, 6.7 meters in
diameter and flew at an altitude of 435 km (270 miles).
•
Skylab included eight separate solar experiments on its Apollo
Telescope Mount .
•
A movie (601 kb mpeg movie) of these images shows some
of the discoveries made from Skylab including coronal holes
and x-ray bright points. Coronal holes are seen as dark
regions in which the hot coronal material is very thin. X-ray
bright points are small, compact, short-lived brightenings that
are most easily seen in the coronal holes themselves. Coronal
holes were observed to rotate fairly rigidly and maintain their
shape through several 27-day solar rotations in spite of the
variations in rotation rate of the solar surface.
•
When Skylab was launched it lost a solar panel and part of its
external shielding. Skylab astronauts had to rig a "golden
umbrella" to keep their habitat comfortable. Skylab re-entered
the Earth's atmosphere in 1979 over Australia. This re-entry
was a year or two earlier than expected.
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
24