Universal Dependencies - Czech - CAC

s-1

s64w-s1

s64w#1

Slunečním větrem rozumíme tok elektricky nabitých částic, zejména elektronů a protonů pocházejících ze slunce, a šířících se do meziplanetárního prostoru.

s-2

s64w-s2

s64w#2

Dnes se existence slunečního větru obecně přijímá, neboť tok částic byl zjištěn pomocí detektorů na četných družicích a sondách, na některých družicích typu Pioneer, Luník, Explorer, Veněra a Vela.

s-3

s64w-s3

s64w#3

Viz seznam družic a sond měřících sluneční vítr.

s-4

s64w-s4

s64w#4

První experimentální zjištění slunečního větru pochází od Biermanna z roku # .

s-5

s64w-s5

s64w#5

Bylo odvozeno z pozorování komet a formy jejich ohonů na základě pozorování Hoffmeistrova.

s-6

s64w-s6

s64w#6

Před Hoffmeistrem a Biermannem předvídali nebo spíše tušili, tedy bez experimentálního ověření, sluneční vítr Bierkeland, Fitzgerald, Lodge.

s-7

s64w-s7

s64w#7

Usuzovali na něj ze skutečnosti, že po velkých slunečních erupcích se zvýšila intenzita polárních září.

s-8

s64w-s8

s64w#8

Protože komety nejsou vždy po ruce, přišel Biermann na myšlenku ověřit si existenci slunečního větru tím, že by byl vypuštěn do meziplanetárního prostředí umělý oblak sodíku nebo barya.

s-9

s64w-s9

s64w#9

Takto uměle vytvořené oblaky se pozvolna ionizují v důsledku fotoionizace.

s-10

s64w-s10

s64w#10

Ionty jsou zajaty siločarami magnetického pole.

s-11

s64w-s11

s64w#11

Oblak se prodlužuje podle siločar.

s-12

s64w-s12

s64w#12

Aby existence slunečního větru byla očividná, byly provedeny rovněž pokusy uvnitř magnetosféry, tedy v prostředí, kde sluneční vítr nepůsobí.

s-13

s64w-s13

s64w#13

Po prvních pokusech Biermannových otázku slunečního větru teoreticky první propracoval Parker.

s-14

s64w-s14

s64w#14

Jeho teorie byla přijímána zpočátku s nedůvěrou.

s-15

s64w-s15

s64w#15

Dnes se po pokusech se sondami a družicemi, po doplnění, obecně uznává.

s-16

s64w-s16

s64w#16

Parker vychází z toho, že sluneční koróna není stav statický.

s-17

s64w-s17

s64w#17

Původně se myslilo, že částice, z nichž se skládá koróna, zůstávají v klidu v důsledku hydrostatické rovnováhy.

s-18

s64w-s18

s64w#18

Podle Parkera, jehož model koróny se dnes obecně přijímá, koróna je v neustálé expanzi a částice, různé ionty, protony, elektrony, urychlené na únikovou rychlost, která je pro Slunce asi # * odcházejí ze Slunce do meziplanetárního prostoru.

s-19

s64w-s19

s64w#19

Matematické vyjádření vede k řadě křivek vyjadřujících rychlost expanze jako funkci vzdálenosti.

s-20

s64w-s20

s64w#20

Teplota je parametrem.

s-21

s64w-s21

s64w#21

Detektory na sondách a družicích bylo možno zjistit řadu parametrů částic slunečního větru, zejména jejich rychlost, hmotu a teplotu.

s-22

s64w-s22

s64w#22

Souběžně se zkoumala i intenzita, směr a fluktuace magnetického pole.

s-23

s64w-s23

s64w#23

Z Měsíce pak byly přivezeny na Zem vzorky sebraných částic zvláštními přístroji, což dovolilo určit složení slunečního větru.

s-24

s64w-s24

s64w#24

V okolí Země průměrná rychlost slunečního větru činí až # * a hustota je asi až # částic na * .

s-25

s64w-s25

s64w#25

Tyto údaje se podstatně mění vlivem aktivních procesů na Slunci, zejména erupcí.

s-26

s64w-s26

s64w#26

Složení slunečního větru je proměnlivé, ale hlavními složkami jsou elektrony a protony.

s-27

s64w-s27

s64w#27

Asi tvoří jádra hélia.

s-28

s64w-s28

s64w#28

Ovšem v slunečním větru jsou přítomny v nepatrném množství i jiné prvky jako * .

s-29

s64w-s29

s64w#29

Těžké prvky jako železo a nikl se vyskytují zřídka, předpokládá se, že v důsledku gravitace dochází v koróně ke třídění.

s-30

s64w-s30

s64w#30

Parker ve svém * předpokládá, že koróna má kulovou symetrii a že je možno zanedbat sluneční magnetické pole.

s-31

s64w-s31

s64w#31

Fyzikální vlastnosti slunečního větru v blízkosti oběžné dráhy Země vyplývají z tabulky, ve které jsou v prvním sloupci uvedeny údaje pro klidný sluneční vítr, v druhém pro sluneční vítr, který je možno přidružit k nějakému významnému jevu na Slunci, jako jsou například větší erupce.

s-32

s64w-s32

s64w#32

Velmi energetické částice mohou mít rychlosti mnohem větší, než jaké jsou uvedeny v tabulce, a dorazí tedy k Zemi mnohem dříve.

s-33

s64w-s33

s64w#33

Vzhledem k tomu, že teplota a rychlost postupně klesá, jak se částice šíří od emitujícího zdroje, budeme se ptát, zda a kde sluneční vítr končí.

s-34

s64w-s34

s64w#34

A tu odpovídá zatím jen teorie.

s-35

s64w-s35

s64w#35

Ta byla * na základě výpočtu, že ve vzdálenosti # * nebo # astronomických jednotek, * jednotka * # miliónů * , je rychlost řádově # * .

s-36

s64w-s36

s64w#36

Ve vzdálenosti větší než # astronomických jednotek rychlost částic by měla být asi # * .

s-37

s64w-s37

s64w#37

Protonová hustota by byla nižší než # částic.

s-38

s64w-s38

s64w#38

Velká pozornost se věnuje interakci mezi slunečním větrem a Zemí.

s-39

s64w-s39

s64w#39

Sluneční vítr hraničí se zemským magnetickým polem povrchem zvaným magnetopauzou.

s-40

s64w-s40

s64w#40

Předpokládá se, * se nachází v průměrné vzdálenosti zemských poloměrů ve směru Slunce.

s-41

s64w-s41

s64w#41

V opačném směru sluneční vítr vytahuje pole do dlouhého ohonu, takže se podobá kometě.

s-42

s64w-s42

s64w#42

Horní polovina sestává ze siločar z oblasti severního geomagnetického pólu, ve spodní polovině se uplatňují siločáry z oblasti * pólu.

s-43

s64w-s43

s64w#43

Uprostřed mezi dvěma oblastmi opačných polí, opačných polarit, je quasineutrální vrstva, kde pole je velmi slabé.

s-44

s64w-s44

s64w#44

Umělé družice zjistily tento ohon ještě ve vzdálenosti # * za oběžnou dráhou Měsíce.

s-45

s64w-s45

s64w#45

Zemské magnetické pole tvoří štít proti částicím slunečního větru.

s-46

s64w-s46

s64w#46

Při přibližování k Zemi bude magnetické pole silnější.

s-47

s64w-s47

s64w#47

Bude- li dostatečně intenzívní, bude bránit částicím v jejich cestě.

s-48

s64w-s48

s64w#48

Jen částice dostatečně energetické proniknou magnetickým polem.

s-49

s64w-s49

s64w#49

Musí se však podřídit zákonům magnetického pole.

s-50

s64w-s50

s64w#50

Siločáry zemského magnetického pole budou deformovány, stlačeny ve směru od Slunce.

s-51

s64w-s51

s64w#51

Vně magnetosféry jsme v přímém kontaktu se slunečním větrem.

s-52

s64w-s52

s64w#52

Rychlost větru, jak jsme viděli, je nadzvuková.

s-53

s64w-s53

s64w#53

Uvidíme proto nárazovou vlnu oddělenou od magnetopauzy, která se bude nacházet mezi ní a Sluncem.

s-54

s64w-s54

s64w#54

Mezi magnetosférou a * tok částic a magnetické pole jsou velmi zmítány, jak to dokazují měření z některých družic.

s-55

s64w-s55

s64w#55

Jaký je vliv poruch meziplanetární plazmy způsobený sluneční činností na magnetosféru.

s-56

s64w-s56

s64w#56

K takovým poruchám dojde nejspíše v důsledku sluneční erupce, neboť v době erupce jsou vysílány nabité částice o různých energiích.

s-57

s64w-s57

s64w#57

Nejprve jde o částice velmi energetické, # miliónů elektronvoltů nebo i více, ty tvoří sluneční kosmické záření.

s-58

s64w-s58

s64w#58

Dojde k Zemi za # hodin.

s-59

s64w-s59

s64w#59

Potom jde hlavně o nárazovou vlnu, která se šíří rychlostí až # * .

s-60

s64w-s60

s64w#60

Nabité částice odnášejí s sebou magnetické pole.

s-61

s64w-s61

s64w#61

K poruchám na Zemi dochází asi # hodin po erupci.

s-62

s64w-s62

s64w#62

Když nárazová vlna přijde do blízkosti Země, tlak na magnetopauzu se zvýší a celá struktura magnetosféry se mění.

s-63

s64w-s63

s64w#63

Částice obohacují radiační pásy ve výšce asi # a # * .

s-64

s64w-s64

s64w#64

Konečně v ionosféře, v zemské * částečně ionizované, v polárních oblastech mohou částice z radiačních pásů * dost nízko a vyvolat elektrické poruchy dosahující # nebo # ampérů.

s-65

s64w-s65

s64w#65

Jevy zasahující ionosféru vyvolávají poruchy v telekomunikaci.

s-66

s64w-s66

s64w#66

Z erupce dorazí nejdříve částice velmi energetické a rentgenové záření, které je zasaženo magnetosférou.

s-67

s64w-s67

s64w#67

Jsou absorbovány nízkými vrstvami ionosféry, způsobují na krátkou dobu vymizení rádiových spojení, zejména na krátkých vlnách.

s-68

s64w-s68

s64w#68

Konečně nabité částice v oblastech vysokých šířek, kde radiační pásy sestupují dost nízko do atmosféry, dávají vznik polárním zářím jak na severní, tak na jižní polokouli.

s-69

s64w-s69

s64w#69

Polární záře jsou nejnápadnějším ionosférickým jevem odehrávajícím se ve výšce od # * do několika set kilometrů.

s-70

s64w-s70

s64w#70

V našich zeměpisných šířkách jsou celkem * jevem, ale v době maxima sluneční činnosti je možno někdy pozorovat červenavé nebo nazelenalé záření, které barví severní oblohu, mění svou * a pak se pozvolna ztrácí.

s-71

s64w-s71

s64w#71

Ty pravé nádherné polární záře ve * zářících ploch, vlnících se drapérií jednotlivých svítících * jsou však známy jen obyvatelům vysokých zeměpisných šířek.

s-72

s64w-s72

s64w#72

Nárazy částic slunečního větru na atomy vysoké atmosféry, ionosféry, je excitují do vyšších hladin a při návratu do původních hladin dochází k viditelnému záření.

s-73

s64w-s73

s64w#73

Aby mohla být lépe studována fyzikální podstata některých jevů v magnetosféře a ionosféře, vyvolají se tyto jevy uměle tím, že se z rakety, z elektronových děl vstřikují svazky elektronů o # * s pulsy v trvání zlomku sekundy nebo i # sekundy.

s-74

s64w-s74

s64w#74

Jejich pohyb v magnetosféře nebo ionosféře se sleduje a analyzuje.

s-75

s64w-s75

s64w#75

Tyto pokusy v mnohem dokonalejší formě jsou pokračováním pokusů z balónů, které se * poprvé v roce # .

s-76

s64w-s76

s64w#76

V září se konalo v Kyoto, Japonsko, druhé všeobecné vědecké shromáždění mezinárodního sdružení pro geomagnetismus a aeronomii, kde bylo pojednáno o dosažených výsledcích kontrolovaných magnetosférických pokusů i o plánech do budoucna.

s-77

s64w-s77

s64w#77

Mezi jevy uměle vyvolanými, některé druhy rádiových záblesků, jsou i polární záře.

s-78

s64w-s78

s64w#78

První takový pokus byl s úspěchem proveden v lednu # , další pak v říjnu # .

s-79

s64w-s79

s64w#79

Tyto pokusy o vyvolání polární záře na severní polokouli vyvrcholily v Sovětském svazu v dubnu # a červnu # .

s-80

s64w-s80

s64w#80

V roce # má být uskutečněn francouzsko-sovětskýpokus v Indickém oceánu, v Kerguelen Islands, s dvěma raketami.

s-81

s64w-s81

s64w#81

Rakety budou vybaveny elektronovými děly vystřelujícími elektrony a s energiemi # a # * , s trváním # pulsů # a # sekundy.

s-82

s64w-s82

s64w#82

Budou vystřeleny i rádiové přijímače pracující v rozsahu od # * do # * k přijímání záření v důsledku interakce.

s-83

s64w-s83

s64w#83

Vlastní záření slunečního větru prakticky neexistuje nebo není je možno zjistit.

s-84

s64w-s84

s64w#84

Jsou dvě metody jeho zjištění.

s-85

s64w-s85

s64w#85

Je možno pozorovat jeho vliv na záření, které má jiný původ, nebo je možno v jeho lůně umístit přístroj, kterým by se sluneční vítr zjistil.

s-86

s64w-s86

s64w#86

První metoda se skutečně používá.

s-87

s64w-s87

s64w#87

Záření, které je nejvíce zasaženo meziplanetárním prostředím, se nachází v oboru metrových vln.

s-88

s64w-s88

s64w#88

Statistické fluktuace elektronové hustoty v plazmě rozptylují vlny vyslané rádiovými zdroji.

s-89

s64w-s89

s64w#89

V důsledku toho se zdá, že zdánlivý průměr těchto zdrojů se zvětšuje, když záření prochází oblasti, kde hustota plazmy je vyšší.

s-90

s64w-s90

s64w#90

Tak zjistíme tuto hustotu jako funkci vzdálenosti od Slunce.

s-91

s64w-s91

s64w#91

Tyto fluktuace u rádiových zdrojů s malým zdánlivým průměrem dávají ohybové obrazy, které se pohybují na Zem, kde jsou přijímány rádiovými teleskopy.

s-92

s64w-s92

s64w#92

Je to vliv scintilace známý u hvězd ve viditelném světle, jestliže atmosféra je turbulentní.

s-93

s64w-s93

s64w#93

Měření této rychlosti posuvu je téměř přímým měřením rychlosti slunečního větru.

s-94

s64w-s94

s64w#94

Bylo zjištěno, že tato rychlost je vyšší ve směru slunečních pólů než v rovině ekliptiky.

s-95

s64w-s95

s64w#95

Díky zdokonaleným technickým prostředkům, družicím a sondám, poznáváme lépe fyziku zemského okolí.

s-96

s64w-s96

s64w#96

Doufejme, že v budoucnu to dovolí ovládat naše okolí a zlepšit podmínky života na Zemi.

s-97

s64w-s97

s64w#97

Pod tímto zorným úhlem jsou výzkumy v tomto oboru značně důležité.

s-98

s64w-s98

s64w#98

V roce # uplynulo již # let od zahájení výuky astronomie jako samostatného předmětu v posledním ročníku povinné desetileté všeobecně vzdělávací školy NDR.

s-99

s64w-s99

s64w#99

Při své studijní cestě do NDR v tomto roce jsem měl možnost se blíže seznámit s tamní školní astronomií a organizací její výuky.

s-100

s64w-s100

s64w#100

Následující řádky jsou určitým průřezem stavu výuky astronomie v NDR a její úrovně dané patnáctiletým vývojem.