Novinky
Na čem pracujeme: Jak souvisejí astrosféry a astroohony s urychlováním částic kosmického záření
Kde končí Sluneční soustava? Tato otázka nabyla na významu před dvěma roky, kdy média přinesla informaci, že „sonda Voyager 1 opustila Sluneční soustavu“. Toto tvrzení je sice přitažlivé, ale jinak značně nepřesné. Voyager 1 opustil heliosféru, plazmovou bublinu obklopující Slunce, a vydal se do mezihvězdného prostoru. Stále je však gravitačně ovlivňován především Sluncem, Sluneční soustavu tedy neopustil. Plazmové bubliny kolem hvězd jsou však nesmírně zajímavé a staly se předmětem teoretické studie Dietera Nickelera a jeho kolegů, působících ve slunečním a stelárním oddělení AsÚ a také v Max-Planck Institutu pro výzkum Sluneční soustavy.
Astrosféra hvězdy je definována jako oblast s převažujícím výskytem plazmatu pocházejícího od této hvězdy. Odkud se tento plyn bere? Obvykle je do okolí dodávám hvězdným větrem. Je-li hvězda magneticky aktivní (jako je naše Slunce), je astrosféra vyplněna nejen plynem, ale i tímto magnetickým polem. Vně astrosféry naopak převažuje plyn mezihvězdného původu. Vrstva, kde se obě oblasti potkávají, se nazývá astropauza (u Slunce heliopauza). Na astropauze se vyrovnávají dynamické tlaky mezihvězdného prostředí a dynamický tlak hvězdného větru. Dynamický tlak v sobě obsahuje příspěvky vlastního tlaku materiálu, člen související s jeho rychlostí (rychleji proudící materiál působí větším dynamickým tlakem) a také tlak magnetického pole.
Pokud se hvězda vůči mezihvězdnému prostředí pohybuje, je astrosféra na „návětrné“ straně stlačována a naopak na straně „závětrné“ je protažena do dlouhého astroohonu (též plazmového ohonu). Ve Sluneční soustavě je na návětrné straně vzdálenost heliopauzy asi 120 astronomických jednotek, zatímco na straně druhé dosahuje plazmový ohon snad až do vzdálenosti 300 AU.
Jde tedy o poměrně komplikovanou rovnováhu. Dieter Nickeler v práci navíc poukazuje na to, že poloha astropauzy není definována jednoznačně. Například lze na astropauzu pohlížet jako na vrstvu, na níž je v důsledku srážek s mezihvězdným prostředím rychlost částic hvězdného větru asymptoticky nulová. To však naráží na nesnáz, protože pro různé částice (protony, elektrony, jádra těžších prvků) tento okamžik nastane v různých pozicích. Srážky různých typů částic mají totiž různou efektivitu. Bez ohledu na typ částic je však možné pohlížet na konfiguraci magnetického pole. Astrosféra je uzavřenou magnetickou bublinou, vloženou do mezihvězdného prostředí s jeho vlastním magnetickým polem. Astropauzu je tedy možné definovat jako vnější rozhraní těchto magnetických polí.
Autoři tedy vyšetřovali vliv různých konfigurací magnetického pole na tvar plazmové sféry hvězdy. Ukazují, že v některých případech může být charakter astrosféry opravdu komplikovaný, což ostatně naznačují i některá měření z již zmíněné sondy Voyager 1. Dieterova studie však neslouží jen jako cvičení z topologie. Autoři se zaměřili také na možný vznik podélných elektrických polí v plazmovém ohonu protažených astrosfér a jejich vliv na urychlování částic kosmického záření. Pro parametry heliosféry kvalitativně odhadli urychlující napětí v hodnotě až sto tisíc voltů, což je dostatečné k vysvětlení částic s téměř TeV energiemi, jež k Zemi přilétají ze směru plazmového ohonu. Tedy studie, která na první pohled vypadá jako matematické cvičení, má náhle potenciál vysvětlit zajímavou astrofyzikální záhadu.
Michal Švanda
Citace práce
Nickeler, D. H. a kol., MHD flows at astropauses and in astrotails, ASTRA Proc. 1 (2014) 51-60, arXiv:1501.05122
Kontakt: Dr. Dieter Nickeler, dieter.nickeler@asu.cas.cz