| s-1
| Slunečním větrem rozumíme tok elektricky nabitých částic, zejména elektronů a protonů pocházejících ze slunce, a šířících se do meziplanetárního prostoru. |
| s-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
| Viz seznam družic a sond měřících sluneční vítr. |
| s-4
| První experimentální zjištění slunečního větru pochází od Biermanna z roku # . |
| s-5
| Bylo odvozeno z pozorování komet a formy jejich ohonů na základě pozorování Hoffmeistrova. |
| s-6
| Před Hoffmeistrem a Biermannem předvídali nebo spíše tušili, tedy bez experimentálního ověření, sluneční vítr Bierkeland, Fitzgerald, Lodge. |
| s-7
| Usuzovali na něj ze skutečnosti, že po velkých slunečních erupcích se zvýšila intenzita polárních září. |
| s-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
| Takto uměle vytvořené oblaky se pozvolna ionizují v důsledku fotoionizace. |
| s-10
| Ionty jsou zajaty siločarami magnetického pole. |
| s-11
| Oblak se prodlužuje podle siločar. |
| s-12
| Aby existence slunečního větru byla očividná, byly provedeny rovněž pokusy uvnitř magnetosféry, tedy v prostředí, kde sluneční vítr nepůsobí. |
| s-13
| Po prvních pokusech Biermannových otázku slunečního větru teoreticky první propracoval Parker. |
| s-14
| Jeho teorie byla přijímána zpočátku s nedůvěrou. |
| s-15
| Dnes se po pokusech se sondami a družicemi, po doplnění, obecně uznává. |
| s-16
| Parker vychází z toho, že sluneční koróna není stav statický. |
| s-17
| Původně se myslilo, že částice, z nichž se skládá koróna, zůstávají v klidu v důsledku hydrostatické rovnováhy. |
| s-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
| Matematické vyjádření vede k řadě křivek vyjadřujících rychlost expanze jako funkci vzdálenosti. |
| s-20
| Teplota je parametrem. |
| s-21
| Detektory na sondách a družicích bylo možno zjistit řadu parametrů částic slunečního větru, zejména jejich rychlost, hmotu a teplotu. |
| s-22
| Souběžně se zkoumala i intenzita, směr a fluktuace magnetického pole. |
| s-23
| Z Měsíce pak byly přivezeny na Zem vzorky sebraných částic zvláštními přístroji, což dovolilo určit složení slunečního větru. |
| s-24
| V okolí Země průměrná rychlost slunečního větru činí až # * a hustota je asi až # částic na * . |
| s-25
| Tyto údaje se podstatně mění vlivem aktivních procesů na Slunci, zejména erupcí. |
| s-26
| Složení slunečního větru je proměnlivé, ale hlavními složkami jsou elektrony a protony. |
| s-27
| Asi tvoří jádra hélia. |
| s-28
| Ovšem v slunečním větru jsou přítomny v nepatrném množství i jiné prvky jako * . |
| s-29
| Těžké prvky jako železo a nikl se vyskytují zřídka, předpokládá se, že v důsledku gravitace dochází v koróně ke třídění. |
| s-30
| Parker ve svém * předpokládá, že koróna má kulovou symetrii a že je možno zanedbat sluneční magnetické pole. |
| s-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
| Velmi energetické částice mohou mít rychlosti mnohem větší, než jaké jsou uvedeny v tabulce, a dorazí tedy k Zemi mnohem dříve. |
| s-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
| A tu odpovídá zatím jen teorie. |
| s-35
| Ta byla * na základě výpočtu, že ve vzdálenosti # * nebo # astronomických jednotek, * jednotka * # miliónů * , je rychlost řádově # * . |
| s-36
| Ve vzdálenosti větší než # astronomických jednotek rychlost částic by měla být asi # * . |
| s-37
| Protonová hustota by byla nižší než # částic. |
| s-38
| Velká pozornost se věnuje interakci mezi slunečním větrem a Zemí. |
| s-39
| Sluneční vítr hraničí se zemským magnetickým polem povrchem zvaným magnetopauzou. |
| s-40
| Předpokládá se, * se nachází v průměrné vzdálenosti zemských poloměrů ve směru Slunce. |
| s-41
| V opačném směru sluneční vítr vytahuje pole do dlouhého ohonu, takže se podobá kometě. |
| s-42
| Horní polovina sestává ze siločar z oblasti severního geomagnetického pólu, ve spodní polovině se uplatňují siločáry z oblasti * pólu. |
| s-43
| Uprostřed mezi dvěma oblastmi opačných polí, opačných polarit, je quasineutrální vrstva, kde pole je velmi slabé. |
| s-44
| Umělé družice zjistily tento ohon ještě ve vzdálenosti # * za oběžnou dráhou Měsíce. |
| s-45
| Zemské magnetické pole tvoří štít proti částicím slunečního větru. |
| s-46
| Při přibližování k Zemi bude magnetické pole silnější. |
| s-47
| Bude- li dostatečně intenzívní, bude bránit částicím v jejich cestě. |
| s-48
| Jen částice dostatečně energetické proniknou magnetickým polem. |
| s-49
| Musí se však podřídit zákonům magnetického pole. |
| s-50
| Siločáry zemského magnetického pole budou deformovány, stlačeny ve směru od Slunce. |
| s-51
| Vně magnetosféry jsme v přímém kontaktu se slunečním větrem. |
| s-52
| Rychlost větru, jak jsme viděli, je nadzvuková. |
| s-53
| Uvidíme proto nárazovou vlnu oddělenou od magnetopauzy, která se bude nacházet mezi ní a Sluncem. |
| s-54
| Mezi magnetosférou a * tok částic a magnetické pole jsou velmi zmítány, jak to dokazují měření z některých družic. |
| s-55
| Jaký je vliv poruch meziplanetární plazmy způsobený sluneční činností na magnetosféru. |
| s-56
| K takovým poruchám dojde nejspíše v důsledku sluneční erupce, neboť v době erupce jsou vysílány nabité částice o různých energiích. |
| s-57
| Nejprve jde o částice velmi energetické, # miliónů elektronvoltů nebo i více, ty tvoří sluneční kosmické záření. |
| s-58
| Dojde k Zemi za # hodin. |
| s-59
| Potom jde hlavně o nárazovou vlnu, která se šíří rychlostí až # * . |
| s-60
| Nabité částice odnášejí s sebou magnetické pole. |
| s-61
| K poruchám na Zemi dochází asi # hodin po erupci. |
| s-62
| Když nárazová vlna přijde do blízkosti Země, tlak na magnetopauzu se zvýší a celá struktura magnetosféry se mění. |
| s-63
| Částice obohacují radiační pásy ve výšce asi # a # * . |
| s-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
| Jevy zasahující ionosféru vyvolávají poruchy v telekomunikaci. |
| s-66
| Z erupce dorazí nejdříve částice velmi energetické a rentgenové záření, které je zasaženo magnetosférou. |
| s-67
| Jsou absorbovány nízkými vrstvami ionosféry, způsobují na krátkou dobu vymizení rádiových spojení, zejména na krátkých vlnách. |
| s-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
| Polární záře jsou nejnápadnějším ionosférickým jevem odehrávajícím se ve výšce od # * do několika set kilometrů. |
| s-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
| Ty pravé nádherné polární záře ve * zářících ploch, vlnících se drapérií jednotlivých svítících * jsou však známy jen obyvatelům vysokých zeměpisných šířek. |
| s-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
| 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
| Jejich pohyb v magnetosféře nebo ionosféře se sleduje a analyzuje. |
| s-75
| Tyto pokusy v mnohem dokonalejší formě jsou pokračováním pokusů z balónů, které se * poprvé v roce # . |
| s-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
| Mezi jevy uměle vyvolanými, některé druhy rádiových záblesků, jsou i polární záře. |
| s-78
| První takový pokus byl s úspěchem proveden v lednu # , další pak v říjnu # . |
| s-79
| Tyto pokusy o vyvolání polární záře na severní polokouli vyvrcholily v Sovětském svazu v dubnu # a červnu # . |
| s-80
| V roce # má být uskutečněn francouzsko-sovětskýpokus v Indickém oceánu, v Kerguelen Islands, s dvěma raketami. |
| s-81
| Rakety budou vybaveny elektronovými děly vystřelujícími elektrony a s energiemi # a # * , s trváním # pulsů # a # sekundy. |
| s-82
| Budou vystřeleny i rádiové přijímače pracující v rozsahu od # * do # * k přijímání záření v důsledku interakce. |
| s-83
| Vlastní záření slunečního větru prakticky neexistuje nebo není je možno zjistit. |
| s-84
| Jsou dvě metody jeho zjištění. |
| s-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
| První metoda se skutečně používá. |
| s-87
| Záření, které je nejvíce zasaženo meziplanetárním prostředím, se nachází v oboru metrových vln. |
| s-88
| Statistické fluktuace elektronové hustoty v plazmě rozptylují vlny vyslané rádiovými zdroji. |
| s-89
| V důsledku toho se zdá, že zdánlivý průměr těchto zdrojů se zvětšuje, když záření prochází oblasti, kde hustota plazmy je vyšší. |
| s-90
| Tak zjistíme tuto hustotu jako funkci vzdálenosti od Slunce. |
| s-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
| Je to vliv scintilace známý u hvězd ve viditelném světle, jestliže atmosféra je turbulentní. |
| s-93
| Měření této rychlosti posuvu je téměř přímým měřením rychlosti slunečního větru. |
| s-94
| Bylo zjištěno, že tato rychlost je vyšší ve směru slunečních pólů než v rovině ekliptiky. |
| s-95
| Díky zdokonaleným technickým prostředkům, družicím a sondám, poznáváme lépe fyziku zemského okolí. |
| s-96
| Doufejme, že v budoucnu to dovolí ovládat naše okolí a zlepšit podmínky života na Zemi. |
| s-97
| Pod tímto zorným úhlem jsou výzkumy v tomto oboru značně důležité. |
| s-98
| V roce # uplynulo již # let od zahájení výuky astronomie jako samostatného předmětu v posledním ročníku povinné desetileté všeobecně vzdělávací školy NDR. |
| s-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
| Následující řádky jsou určitým průřezem stavu výuky astronomie v NDR a její úrovně dané patnáctiletým vývojem. |