Magnetosféry planet Mgr. Jan Píšala F3160 / Úvod do Sluneční soustavy / jaro 2025 Magnetické pole Magnetické siločáry ■ myslené linie, které ve skutečnosti neexistují, usnadňují však pochopení složitých zákonitostí ■ střelka kompasu, umístěná do magnetického pole, se srovná ve směru tečny k siločáře, jež daným místem pole prochází Magnetický dipól ■ například pole klasického tyčového magnetu ■ nejjednodušší možná konfigurace magnetického pole ■ pole je symetrické podle jedné osy a ubývá se tretí mocninou vzdálenosti Planetární magnetické pole ■ charakterizováno magnetickým dipólovým momentem \i: H=BeqR3 ■ ji je úměrný součinu magnetické indukce pole [Beq] na rovníku daného tělesa a třetí mocniny poloměru objektu [R], ji tedy zohledňuje rozměry daného tělesa (planety) Plazma typický zdroj magnetického pole ve vesmíru ionizovaný plyn sestávající z iontů a volných elektronů může obsahovat i elektricky neutrální atomy a molekuly plazma se chová podobně jako plyny, navíc je ovšem . ovlivněno elektrickým a magnetickým polem chováním plazmatu se zabývá magnetohydrodynamika Plazmová vlákna ■ pro plazma jsou typické vláknité struktury (příkladem manoujžýt blesky) ■ pokud proud teče v ose vlákna, magnetické pole se formuje ve směru kolem vlákna ■ může vzniknout i opačné uspořádání, kdy proud teče kolem sloupce plazmatu a magnetické pole vzniká ve sméflTosy plazmového sloupce Plazmové stěny vyskytují se např. na Zemi při polárních zářích, kdy vzniká plazmová (proudová vrstva), která má šířku ve stovkách a délku v tisícovkách kilometrů stěna se orientuje podél silokřivek zemského magnetického pole ve vrstvě probíhá výboj (u polárních září cca 30 |aA/m2) generující vlastní magnetické pole, které drží plazmovou stěnu pohromadě Zamrzlé magnetické pole ■ pokud se plazma pohybuje, strhává sebou i magnetické silokřivky původního magnet, pole ■ prostředníkem, umožňujícím „zamrznutí" silokrivek v plazmatu, je Lorentzova síla ■ jakmile se začne plazma pohybovat, v původním magnet, poli začnou téci elektrické proudy, což má za následek vznik nového magnet, pole ■ původní a nové magnet, pole se složí takovým způsobem, že magnetické silokřivky zůstanou uvězněny v pohybujícím se plazmatu ■ teorii „zamrzání" magnetických silokrivek poprvé nastínil Hannes Olof Gôsta Alfvén Magnetické pole Slunce Vznik magnetického pole ■ v důsledku vysoké teploty uvnitř Slunce dochází při vzájemných srážkách atomů, popř. při srážkách atomů s fotony, k vyražení elektronů z atomových obalů ■ vznikají volné nosiče náboje: elektrony a ionty (elektrická vodivost ionizovaného slunečního plynu se podobá vodivosti měděného drátu) ■ pohybující se nosiče náboje (elektrický proud), doprovází také elektrické a magnetické pole Sluneční plazma proudící podél magnetických silokřivek na snímcích z družice SDO. Snímky byly pořízeny v hluboké ultrafialové oblasti spektra (vln. délka 17,1 nm - odpovídá záření ionizovaného železa zahřátého na 600 000 C). Magnetické pole Slunce Velmi jednoduchý pohled na velmi složité magnetické pole Slunce ■ vyjdeme z modelu magnetického pole uvnitř nerotujícího Slunce ■ v takovém případě je Slunce jednoduchý, nerotující magnetický dipól ■ siločáry tohoto magnetického pole vystupují v oblasti severního heliografického pólu Slunce a zanořujíse v oblasti jižního heliografického pólu Slunce ■ siločáry mají meridionální severojižní směr (stejně jako např. pozemské poledníky) Magnetické pole Slunce Jednoduchý, rotující sluneční magnetický dipól ■ v důsledku rotace Slunce rotuje i sluneční plazma (pohyb ve směru rotace) ■ v různých heliografických šířkách je rychlost rotace odlišná, nejrychleji rotují rovníkové oblasti ■ vodivý plyn, pohybující se v původním magnetickém poli, toto prvotní pole narušuje (elektromagnetická indukce) a strhává magnetické silokrivky ve směru svého pohybu ■ magnetické pole v pohybujícím se plazmatu je tedy částečně „zamrzlé" ■ v rovníkových šířkách dochází k postupnému protahování a navíjení magnetických siločar ve směru sluneční rotace (azimutální směr) Sluneční vítr ■ proud částic unikajících ze Slunce, který zaplavuje celou Sluneční soustavu, je tvořen zejména elektrony a protony, méně jádry lehčích prvků (helium), jeho intenzita závisí na sluneční činnosti ■ částice jsou urychlovány vysokými teplotami v oblasti sluneční korány, každou vteřinu je v podobě slunečního větru vyzářen přibližně jeden milion tun sluneční látky, koncentrace slunečního větru v blízkosti Země je asi 7 protonů na 1 cm3 ■ rychlost 350-700 km/s, částice mají energii od 15 do 50 eV ■ deformuje magnetosféry planet, vzniká rázová vlna na denní „návětrné" straně a magnetický ohon na noční straně ■ může dojít k výronu oblaku plazmatu v oblasti korány (Coronal Mass Ejection, CME), oblak si pak nese „zamrzlé" magnetické pole sebou ■ při interakci oblaku plazmatu se zemskou magnetosférou Rychlost slunečního větru (km.s1) v letech 1992/2004 během slunečního mohou vzniknout silné minima (nalevo) a maxima dle měření sondy Ulysses. Červená barva magnetické bouře značí orientaci / polaritu meziplanetárního magnetického pole směrem ke Slunci, modrá barva směrem od Slunce. Sluneční heliosféra oblast magnetického vlivu Slunce, jež vyplňují částice slunečního větru planety se nacházejí uvnitř heliosféry a jsou tak chráněny před energetickými částicemi galaktického i mezigalaktického prostředí < hraniční oblastí heliosféry je tzv. heliopauza, která se nachází v místech, kde končí vliv Slunce a začíná vliv mezihvězdného prostředí heliopauza je pravděpodobně v různých směrech různě daleko od Slunce (asi 110-160 AU) Proudění mezihvězdných iontů Pohyb Slunce mezihvězdným prostředím Terminační vlna Heliosféra Rázová vlna Rázová vlna heliosféry ■ zažitá představa: heliosféru Slunce (de)formuje hvězdný vítr okolních hvězd, vzniká rázová vlna, která je protažena do kapkovitého tvaru, v oblastech rázové vlny vzrůstá hustota plazmatu ■ mezi rázovou vlnou a heliopauzou se nachází plášť heliosféry Zdroj ilustrací: ESA Sluneční heliosféra Terminační vlna ■ rázová vlna slunečního větru ■ oblast uvnitř heliosféry vzdálená asi 75-90 AU od Slunce ■ skokem se mění rychlost částic slunečního větru ■ rychlost částic klesá pod úroveň rychlosti zvuku ve slunečním větru ■ v roce 2004 vzrostla 2,5krát hustota plazmatu v okolí sondy Voyager 1 (start v roce 1977), sonda zřejmě prošla terminační vlnou ■ Voyager 2 prošel terminační vlnou v roce 2007 Co na to IBEX? ■ družice IBEX neděkovala plazmový ohon heliosféry ani čelní rázovou vlnu ■ zdá se, že heliosféra nemá kapkovitý tvar a podobá se spíše rotačnímu elipsoidu ■ čelní vlna sice existuje, avšak nemá charakter rázové vlny, protože se heliosféra pohybuje mezihvězdným prostředím pomaleji, než se očekávalo Zdroj ilustrací: ESA Magnetické pole Slunce Období slunečního minima ■ magnetické pole má dipólový charakter, řada silokrivek je otevřená ■ uzavřených silokrivek je méně a nacházejí se zejména v rovníkových oblastech ■ úplné zatmění Slunce 1. 8. 2008 v Rusku, foto: Hana Druckmúllerová, Hvězdárna v Úpici a Miloslav Druckmúller Období slunečního maxima ■ magnetické pole má složitý, nedipólový charakter ■ velké množství otevřených a uzavřených silokrivek ■ úplné zatmění Slunce 11.8. 1999 v Maďarsku, foto: Hana Druckmúllerová a Miloslav Druckmúller Země Magnetosféra Země ■ Země má dipólové magnetické pole ■ navíc je obklopena atmosférou ■ dochází k interakci slunečního větru s magnetosférou a atmosférou Země ■ zemská magnetosféra má průměr 20-30 poloměrů Země ■ intenzita magnet, pole v rovníkových oblastech dosahuje 31 \x\ ■ magnetický dipólový moment 7,75.1015 T.m3; postupně klesá ■ odhady magnetického dipólového momentu: 9,36.1015 T.m3 v roce 1600, 8,61.1015 T.m3 v roce 1800 ■ vůči zemské rotační ose je osa magnetického pole skloněna o 11,4° ■ centrum magnetického dipólu leží cca 520 km od středu Země a každoročně se posunuje o 2,6 km směrem vzhůru Zdroj ilustrací: ESA / C. T. Russe Země Magnetosféra Země ■ na denní straně vzniká magnet, rázová vlna a za planetou se vytváří magnetický ohon v délce odpovídající přibližně stonásobku poloměru Země ■ přítomny jsou i polární kaspy (nálevkovité oblasti v blízkosti magnet, pólů, jimiž do atmosféry Země pronikají nabité částice slunečního větru) a korotující plazmosféra ■ plazmosféru a plazmový ohon odděluje plazmopauza s nižší koncentrací plazmatu ■ částice zachycené magnetickými silokřivkami, které se pohybují mezi póly planety, vytvářejí vnitrní a vnější Van Allenův radiační pás Kombinace magnetických polí ■ přidávají se i další magnetická pole vznikající v důsledku pohybu nabitých částic v magnetosféře (prstencový proud obepínající Zemi v rovině rovníku, proud magnetopauzy pod čelní rázovou vlnou, proud neutrální vrstvy na noční straně, proud magnetického ohonu) Zdroj ilustrací: ESA / C. T. Russe Radiační (Van Allenovy) pásy ■ pásy symetricky obklopují Zemi, nabité částice jsou lapeny silným magnetickým polem mezi severním a jižním magnetickým pólem Země ■ magnetické pole nedovolí částicím uniknout, částice zárív radiovém oboru ■ částice, které doputují k jednomu magnetickému pólu, jsou efektem tzv. magnetického zrcadla odraženy zpět a vracejí se k opačnému magnetickému pólu, odrazy se opakují ■ pohyb mezi póly trvá částicím řádově sekundy Vnitrní radiační pás ■ 3 000 km nad povrchem Země ■ objeven první americkou družicí Explorer 1 pod vedením Jamese Van Allena ■ tvořen zejména energetickými protony s energií v řádech MeV (molekuly v atmosféře mají energii přibližně 0,03 eV) i Vnější radiační pás ■ 15 000 km nad povrchem Země ■ objeven Sergejem Nikolajevičem Věrnovem na základě dat ze sovětské sondy Luna 1 - -\ - - -V- ' / l v s -><' " ' * ">1 f r > ' 4 tvořen zejména energetickými elektrony s energiemi v řádu keV Pohyb zemských magnetických pólů Roční pohyb ■ rychlost pohybu magnetických pólů činí asi 15 km za rok směrem k severnímu geograf, pólu ■ z analýzy zmagnetizovaných hornin víme, že v minulosti docházelo k tzv. prepólování zemského magnetického pole ■ poslední prepólování nastalo před 780 000 roky ■ celý proces neprobíhá během okamžiku, ale trvá pravděpodobně stovky až tisíce let ■ nedochází k zániku zemského magnetického pole, ale spíše k narušení magnetického dipólu (magnetické pole získává složitější podobu) Denní pohyb ■ vyvolán interakcí slunečního větru s rotující Zemí a její atmosférou ■ pól „cestuje" po nepravidelné elipse, jejíž velká poloosa dosahuje až 40 km Historie výzkumu polárních zárí Birkeland a terrella Vznik polárních zárí Interakce slunečního větru s magnetosférou Země ■ částice slunečního větru se v magnetickém poli Země pohybují podél jeho silokřivek ■ pohyb po šroubovici, poloměr rotačního pohybu protonů cca 200 m, elektronů cca 10 cm ■ v případě, že dojde k rekombinaci protonu a elektronu, vzniká atom vodíku, který se již nepohybuje pod vlivem magnetického pole v oblasti 70° geomagnetické šířky vznikají elektrické výboje formují se tzv. proudové stěny (proudová hustota asi 30 |aA/m2) proudy tečou směrem k zemskému povrchu i směrem od Země do ionosféry maximální urychlení částic: výška 3 000-15 000 km (radiační pásy) schopnost průniku částice do atmosféry je dána především její rychlostí (urychlením) protože je snazší urychlit lehčí částice, pronikají hlouběji zejména elektrony některé částice se mohou odrazit zpět do meziplanetárního prostoru (dáno rychlostí částice, úhlem dopadu, vlastnostmi magnetického pole) Vznik polárních zárí Zelená, červená nebo fialová? ■ polární záře vznikají ve výškách 100-1 000 km v důsledku interakce částic slunečního větru s částicemi tvořícími atmosféru Země (atomy plynů) ■ zářící stěny mají šířku několik set kilometrů a délku tisíce kilometrů Excitace kyslíku ■ nejčastější případ: excitace valenčního elektronu v atomu kyslíku ■ dochází k přeskoku o dvě energetické hladiny ■ excitovaný stav trvá asi 1 vteřinu, pak následuje deexcitace na první nižší hladinu, při níž je vyzářena energie odpovídající zelenému fotonu s vlnovou délkou 557,7 nm ■ na nové, nižší hladině může elektron setrvat asi 120 vteřin, poté dochází k další deexcitaci a je vyzářen červený foton s vlnovou délkou 630 či 636 nm ■ energie excitovaného atomu nemusí být uvolněna pouze emisí fotonu, ale může být předána jiné atmosférické částici při srážce ■ pravděpodobnost výskytu červené polární záře tudíž roste s výškou a zmenšující se hustotou atmosféry (menší šance, že se excitovaný atom srazí s další částicí) ■ zelená polární záře vzniká ve výškách pod 400 km, kde začíná vzrůstat koncentrace kyslíku spektrum polární záře je emisní! Vznik polárních zárí Excitace dusíku í může být emitováno také molekulárním dusíkem ve výškách kolem 90 km nad zemským povrchem, k excitaci je však zapotřebí asi 1 OOOx větší množství energie než u kyslíku ■ dusík se podílí také na vzniku fialového nebo r zabarvení, v takovém případě jsou ve výšce kolem 1 000 km excitovány ionty dusíku N2+ (vznikají při ionizaci molekulárního dusíku ultrafialovým zářením) Interakce protonů ■ díky větší hmotnosti a menším rychlostem nepronikají protony tak hluboko do atmosféry ■ interakce probíhají ve větších výškách ve svrchních atmosférických vrstvách ■ dochází k rekombinaci protonů ze slunečního větru a volných elektronů ■ je emitováno červené záření Ha a Hp ■ tento druh polární záře má jako jediný původ přímo v částicích slunečního větru d větru Aurorální ovál ■ fotografie složená z družicových snímků planety Země a polární záře z oblasti jižního geograf, pólu Polární záře na Jupiteru Fotografie polárních září v oblasti severního a jižního Jupiterova pólu byla pořízena HST v roce 1997. Ze snímku je patrné, že okraj polární záře vystupuje několik stovek kilometrů nad viditelný okraj samotné planety. Mimo aurorální ovál lze na snímku spatřit i stopy účinku elektrických nabitých částic, které byly vypuzeny z Jupiterova měsíce lo a byly lapeny Jupiterovou magnetosférou v oblasti severního a jižního pólu (účinek je stejný jako u částic slunečního větru). Tyto stopy mají podobu neuzavřených světlých, křivek pod severním nebo nad jižním aurorálním oválem. Kombinovaný snímek Jupiteru s polárními zářemi v oblasti severního a jižního pólu na základě dat z Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST) a sondy New Horizons z února 2007. Snímky polárních září pořídil HST v ultrafialové oblasti spektra. Oproti pozemským polárním zářím jsou ty Jupiterovy asi 1 Okřát až 1 OOkrát jasnější. Polární záře na Saturnu Série fotografií pořízená Hubbleovým kosmickým dalekohledem (HST) s odstupem několika dní. Na snímcích je zachycen jižní pól Saturnu s výraznou polární září. Fotografie vznikly kombinací snímků ve viditelné a ultrafialové oblasti spektra. Na rozdíl od Země, kde mají polární záře délku trvání obvykle v rozmezí několika hodin, vydrží Saturnovy polární záře i po několik dnů. Snímky byly pořízeny v lednu 2004. Snímek Saturnova severního pólu pořízený sondou Cassini v blízké infračervené oblasti spektra 10. listopadu 2006. Na fotografii je patrná jak polární záře, respektive celý aurorální ovál, tak struktura atmosféry v blízkosti pólu. Polární záře (tyrkysová) se vyskytovala zhruba 1 000 km nad svrchní vrstvou Saturnovy oblačnosti a byla snímkována na vlnové délce 4 mikrometry, oblačnost v okolí pólu (červeně) pak na vlnové délce 5 mikrometrů. Magnetosféry planet Provázané magnetosféry ■ magnetické silokřivky planet (a dalších těles) mohou být vzájemně provázány ■ dochází k napojování otevřených magnetických sil o křiv e k obdobně se napojí otevřené magnetické silokřivky magnetky kompasu na magnetické pole Země Interakce se slunečním větrem ■ Sluneční vítr, putující Sluneční soustavou, naráží na své cestě na řadu různorodých těles: • tělesa bez magnetického pole (nevodivé překážky), např. Měsíc • tělesa s magnetickým polem (magnetické dipóly), např. Země • tělesa s indukovaným magnetickým polem (vodivé překážky), např. Venuše či Titan • tělesa s proměnnou vodivostí, např. komety Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem bez magnetického pole ■ tělesa nemají vlastní magnetické pole ■ část slunečního větru interaguje přímo s tělesem ■ nedochází ke vzniku klasické rázové vlny na denní straně ■ sluneční vítr těleso těsně obtéká ■ za tělesem vzniká v plazmatu slunečního větru brázda, do které mohou proniknout nabité částice ■ zástupci: Měsíc, planetky, některé měsíce planet (Phobos, Deimos apod.) Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem s vlastním magnetickým polem ■ je přítomno více či méně dipólové magnetické pole generované efektem tekutinového dynama ■ rozměry magnetosféry odpovídají několikanásobku poloměru daného tělesa ■ magnetické poleje účinkem slunečního větru deformováno (čelní rázová vlna a magnetický ohon), současně však chrání zejména atmosféru planety před přímým účinkem slunečního větru ■ jsou přítomny tzv. polární kaspy (nálevkovité oblasti v blízkosti magnetických pólů tělesa, jimiž do atmosféry tělesa i pronikají nabité částice slunečního větru) jf^ ■ zástupci: Země či plynní a ledoví obri ^^^^jlggp*" Interakce slunečního větru Interakce slunečního větru s tělesem s indukovaným magnetickým polem ■ pokud je u tělesa přítomna atmosféra, dochází k fotodisociaci a fotoionizaci atomů a molekul (především ultrafialovým zářením) ■ tvoří se ionosféra - sluneční vítr obtéká vodivou prekážku ■ na čelní, denní straně se formuje rázová vlna ■ podél tělesa, ve směru proudění slunečního větru, vzniká z pohybujících se částic s nábojem indukovaná pseudomagnetosféra ■ zástupci: Venuše a Titan Interakce slunečního větru s tělesem s proměnnou vodivostí ■ v případě komet se formuje dočasná indukovaná pseudomagnetosféra (s nevýraznou rázovou vlnou), jež je však podmíněna vznikem komy a následnými fotoionizačními procesy uvnitř komy, vedoucími ke vzniku slabé ionosféry v blízkosti povrchu komety Merkur Planeta železa a niklu ■ vysoká průměrná hustota Merkuru (5,4 g.crrr3) poukazuje na velký obsah kovů - důsledek formování planety ve vnitřní části protoplanetárního disku ■ uvnitř Merkuru pravděpodobně existuje jádro složené ze železa a niklu, zastoupení kovů uvnitř Merkuru je ale větší než u Země Magnetické pole ■ vnitřní železoniklové jádro je pravděpodobně pevné, nad ním se nachází vnější železoniklové jádro tekuté ■ rotací kovového jádra je generováno dipólové magnetické pole ■ sluneční vítr může interagovat přímo s magnetickým polem, není totiž ovlivněn přítomností atmosféry ■ Merkur se chová jako vodivá prekážka ■ v roce 1974 navštívila Merkur první sonda - Mariner 10, odhalila magnetické pole o velikosti 330 nT (1 % pozemského magnet, pole), rázovou vlnu před planetou a magnetopauzu ■ dipólový moment dosahuje 5,5.1012 T.m3 MAGNíTICfty 51 IN '^ťlAONBTOřAUZA Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Merkur Magnet Merkur vs. magnet Země ■ magnetický dipólový moment Merkuru je přibližně tisíckrát menší než dipólový moment Země ■ magnetická osa Merkuru je vůči _ rotační ose skloněna o 2° existují polární kaspy i magnetický ohon na noční straně planety nepřítomna ko rot u jící plazmosféra (plazma rotující spolu s planetou) Merkurovo magnetické poleje svou strukturou relativně blízké Zemi, ale menší - rázová vlna magnetosféry se nachází ve vzdálenosti 1,5 násobku poloměru Merkuru (u Země je to desetinásobek jejího poloměru) přesný mechanismus vzniku magnetického poleje stále neznámý K ti Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Venuše Planeta bez magnetického pole ■ Venuše pravdepodobne obsahuje kovové jádro (průměrná hustota Venuše činí 5,25 g.crrr3), nevíme, zda má (stejně jako Země) pevné vnitřní kovové jádro a vnější tekuté kovové jádro nebo zda je její jádro celé pevné... ■ příčinou neexistence^magnetického . v y v poleje nejspíše nepnhs vysoký tepelný V&'A^A 1 m tok uvnitř kapalných částí jádra '*|\ fájyÁ^^ ~ ■ na nepřítomnost magnetického pole SWN^CNÍ^^J^^^^ýJ^'-'i' - ' * má rovněž vliv pomalá rotace planety J//ľ/^ ■ zda měla Venuše magnetické pole 35^2^ vlCi ''""^' v minulosti, nevíme - teplota povrchu ^^ařrS T \v\% '''^^^om^^t přesáhla tzv. Curieovu teplotu 3teJ^^^ a na Venuši se proto nezachovaly i ^^A^x^Ž^0-5^^ zmagnetizované horniny, jaké známe JJHE\ U^VlKvíS^ľ^^v* ,w ze Země ľilál^v>^^V^^ Si Curieova teplota I-—-- ■ teplota fázového přechodu u magneticky aktivních materiálů ■ nad Curieovou teplotou jsou elementární magnety uspořádány chaoticky, pod Curieovou teplotou se vytvářejí magnetické domény jednotně uspořádaných elementárních magnetů, 7, ... , , ,. J ^ 1 a ' Zdroj ilustraci a tip materiál tedy ma magnetické vlastnosti magnety" P. Ki Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Venuše Ionosféra Venuše a indukovaná magnetosféra ■ hustá atmosféra Venuše není chráněna před účinkem slunečního větru a UV zářením ze Slunce ■ dochází k ionizaci částic tvořících atmosféru, vzniká ionosféra ■ kolem ionosféry se formuje ionopauza (vyrovnává se dynamický tlak částic slunečního větru s tepelným tlakem iontů a elektronů uvnitř ionosféry) ■ nad ionopauzou se na denní straně planety objevuje rázová vlna ■ neexistuje magnetický ohon ani radiační pásy ■ Venuše má tzv. indukovanou pseudomagnetosféru a magnetické pole s intenzitou 150 nT na denní straně a 10 nT na noční straně Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Mars Planeta bez magnetického pole ■ neexistence magnetického pole (pevné jádro) ■ v horninách na povrchu bylo sondou Mars Global Surveyor detekováno zbytkové magnetické pole, v minulosti tedy Mars magnetické pole měl ■ kromě výrazně zmagnetizovaných povrchových hornin vykazují zmagnetizování také marsovské meteority ■ pole mělo pravděpodobně dipólový charakter (magnetický dipólový moment odpovídal přibližně 1 /l 0 zemského dipólového momentu) Indukovaná pseudomagnetosféra ■ podobně jako u Venuše vzniká i u Marsu indukovaná pseudomagnetosféra - důsledek interakce částic slunečního větru s nevýraznou atmosférou Marsu ■ pseudomagnetosféra je jen velmi slabá ■ podařilo se odhalit rázovou vlnu na denní straně a magnetický pseudoohon Magnetosféry plynných a ledových obrů ■ charakteristická jsou extrémně silná magnetická pole ■ uplatňuje se efekt tekutinového dynama ■ u Jupiteru a Saturnu je generování magnetického pole umocněno prítomností kovového vodíku Plynní vs. ledoví obri - nezaměňovat prosím Plynní obři Jupiter a Saturn ■ obsahují především vodík (více než 90 hmot. %) ■ svrchní atmosféra z plynného H2 kontinuálně přechází v kapalný vodíkový plást, který se ve velkých hloubkách měnivé vrstvu ionizovaného kovového vodíku ■ neexistují ostré přechody mezi jednotlivými fázemi ■ v nitru plynných obrů se nachází relativně malé a velmi horké hlinitokremičitanové jádro Ledoví obri Uran a Neptun ■ v porovnání s plynnými obry mají obě planety nevýrazné vodíkové obálky (představují méně než 20 hmot. %), zcela chybí vrstva kovového vodíku ■ pod svrchní vodíkovou obálkou se nachází vrstva výrazně obohacená o těžší prvky - O, C, N c\ S ■ jelikož se tyto těžké prvky do protoplanet dostávaly bud v podobě ledových materiálů (zmrzlá pevná fáze - např. H20, NH3 či CH4) nebo jako plyny uvězněné v klathrátech z vodního ledu, vžilo se pro Uran a Neptun označení „Ledoví obri" a tyto těžké prvky se i nadále označují jako „ledové materiály" (v angličtině stručně „ices") ■ protože se však vrstva bohatá na „ledové materiály" nachází pod vysokým tlakem, jsou tyto „ledové materiály" ve zvláštní fázi a tvoří tzv. superkritickou tekutinu (v žádném případě se tedy nejedná o klasický „studený led"...) Vnitrní struktura obřích planet | | Molekulární vodík a helium | | Zóna heliového deště | Kovový vodík Kapalné jádro Pevné jádro |_| Molekulární vodík a helium Směs vodíku a vody Vrstvy ledových materiálů Kapalné jádro Jupiter Vnitrní struktura obřích planet ■ nitra jsou kapalná a obsahují elektricky vodivý materiál: kovový vodík nebo směs H20; CH4 a NH3 s obsahem iontů (tzv. ledové materiály) ■ planety mají nízké střední hustoty, Neptun: 1 640 kg.nr3 (největší hustota), Saturn: 690 kg.nr3 (nejmenší hustota) ■ Jupitera Saturn majíželezokamenné jádro o průměru cca 30 000 km zahřáté na 30 000 °C, nad jádrem leží vrstva kapalného kovového vodíku ■ nitra Uranu a Neptunu tvoří malé železokamenné jádro o průměru cca 17 000 km, nad nímž se nachází asi 10 000 km vysoká vrstva ledových materiálů (zejména H20 ve fázi superkritické tekutiny) ■ Uran a Neptun mají díky vysokému obohacení ledovými materiály oproti plynným obrům vyšší střední hustoty ■ střední hustota Neptunu (1 670 kg.nr3) je vyšší než Uranu (1 270 kg.nr3), Neptun by měl obsahovat více ledových a kamenných materiálů -> Neptun vzniknul blíže ke Slunci než Uran J Molekulární vodík a helium ~~| Zóna heliového deště [ Kovový vodík | Kapalné jádro ^| Pevné jádro Molekulární vodík □ helium Směs vodíku a vody Vrstvy ledových materiálů Kapalné jádro Jupiter Saturn Neptun Vnitrní struktura obřích planet Atmosféra J Molekulární vodík a helium ~~| Zóna heliového deště [ Kovový vodík | Kapalné jádro ^| Pevné jádro Molekulární vodík □ helium Směs vodíku a vody Vrstvy ledových materiálů Kapalné jádro až na Uran mají všechny obří planety výrazný přebytek infračerveného záření tato energie pochází z akrece, rozpadu radioakt. prvků, gravitačního smršťování a diferenciace nitra helium pozvolna klesá do , , , . . . . Jupiter ' Saturn*' Uran Neptu centrálních oblasti planety a dochází k jeho úbytku ve svrchních vrstvách atmosféry, rozdíl činí řádově procenta Saturn Neptun jádra Uranu a Neptunu jsou horká a konvektivní u Uranu však konvekci něco brzdí (nejspíše se jedná o určitou vrstvu položenou ve větší hloubce s vyšším zastoupením těžších molekul) je však také možné, že se Uran nahromaděného tepla, jež pochází z období vzniku planety, zbavil neznámým rychlým procesem už v minulosti Uran rovněž vykazuje nejsložitější vnitřní uspořádání, není možné na něj aplikovat jednoduchý třísložkový model (oddělené vrstvy horniny, ledových materiálů a plynu), který by korespondoval s měřením gravitačního pole planety), u Uranu tak patrně dochází k prolínání jednotlivých vrstev Kovový vodík Čtyfi fáze pevného vodíku Fázový diagram vodíku Fáze I - volná rotace molekul vodíku Fáze II - existuje při tlacích nad cca 110 GPa a teplotách pod cca 100 K, molekuly jsou zamrzlé a nemohou rotovat Fáze III - vzniká při tlacích nad cca 160 GPa a nízkých teplotách, vznik elektrického dipólového momentu, nerovnoměrné rozdělení elektrického náboje, oba elektrony v molekule vodíku jsou blíže jednomu z protonů Fáze IV - tlak 220 GPa a teploty kolem několika set Kelvinů 2 000 K Ti 1 000 K a> 2 mil. bar 4 mil. bar Tlak Kapalný molekulární vodík ■ při tlaku 140 GPa a teplotě 3 000 K má kapalný vodík (na rozdíl od pevného vodíku) vlastnosti kovu ■ elektrony se stávají součástí vodivostního pásu, vzniká zřejmě elektronový plyn a molekulární ionty H3+ a H2+ Jupiter Planeta s nejsilnějším magnetickým polem ■ silné magnetické pole vzniká díky obřím rozměrům planety, její plynnokapalné povaze a velice rychlé rotaci ■ Jupiter je největšía zároveň nejrychleji rotující planeta ve Sluneční soustavě ■ rychlý oběh podpovrchových vrstev, v různých hloubkách rotují vrstvy s různou rychlostí (diferenciální rotace) ■ v nitru se navíc nachází kovový vodík zasahující až do vzdálenosti 0,75 poloměru od středu planety ■ výsledkem je magnetické pole, jehož hodnota v rovníkových oblastech dosahuje intenzity 430 jaT s dipólovým momentem 160.1018 T.m3 Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka * I ' ' '•' «>. MMEJjCfý 0H0N SLUNEČNÍ* VÍTR ■<* i 10 000 000 km Magnetosféra Jupiteru na denní straně zasahuje magnetosféra do vzdálenosti 90ti násobku poloměru planety magnetický ohon na noční straně má délku 5 AU a sahá tak až k planetě Saturn magnetosféra je v podélném směru 1 OOkrát větší než magnetosféra pozemská vyskytují se čelní rázová vlna, polární kaspy, radiační pásy, tekoucí proudy i polární záre výjimečný je také vliv Jupiterových měsíců (např. interakce ionizovaných atomů síry pocházejících ze sopečné činnosti měsíce ló s magnetosférou planety) (mNET05FEf?)Íd j SLUNECtíŕrVÍľft' %H - Ú i 10 000 000 km Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Saturn ■ magnetické pole má výraznější dipólový charakter než magnetické pole Jupiteru ■ velikost magnetosféry je dána zejména rozměry planety a dosahuje asi 1/5 velikosti magnetosféry Jupiteru ■ intenzita magnet, pole v rovníkových oblastech dosahuje 21 uJ s dipólovým momentem 4,6.1018 T.m3 (35krát méně než u Jupiteru) ■ sklon osy magnetického pole vůči rotační ose planety činí pouze 1 ° ■ čelní rázová vlna před denní stranou planety se nachází ve vzdálenosti čtyřicetinásobku poloměru planety ■ magnetický ohon dosahuje délky několika set násobků poloměru planety ■ pozorovány polární záře, radiační pásy, elektrické proudy v magnet o sféře i magnetické bouře ■ detekována korotující plazmosféra (vnitřní a vnější) ■ plazmosféra je ovlivňována přítomností Saturnových měsíců, které v daných oblastech zachytávají nabité částice Zdroj ilustrácia tip na čtení: kniha „Hvězdy, planety, magnety" P. Kulhánka, J. Rozehnala a I. Havlíčka Uran ■ osa magnetického pole je skloněna vůči rotační ose planety o 58,6° ■ protože však má rotační osa Uranu vůči rovině jeho oběhu sklon 98°, je magnetické pole svým sklonem podobné ostatním planetám ■ magnetické pole má dipólový charakter ■ čelní rázová vlna se nachází ve vzdálenosti 33 poloměrů planety ■ magnetický ohon formující se za planetou je díky sklonu rotační osy stočen do tvaru šroubovice střed magnetického dipólu je posunut až o 70 % poloměru Uranu nad geom. střed planety Ke Slunci \ <-----------j Rotační osa Magnetická magnetické pole se rodí nepříliš hluboko pod povrchem, pod vrstvami kapalného vodíku a hélia, v oblasti složené z ledových materiálů (zejména H20 a NH3) Uran je ideální planetou pro studium tekutinového dynama, protože střed magnetického dipólu je posunut směrem k „povrchu" planety a tudíž jej nekryje tolik materiálu jako u ostatních planet díky neprítomnosti kovového vodíku, menším rozměrům a pomalejší rotaci planety má magnetické pole v rovníkových oblastech intenzitu 23 uJ a dipólový moment 0,39.1018 T.m3 existují náznaky přítomnosti kvadrupólového momentu Neptun podobně jako Uran nemá ani Neptun zónu kovového vodíku magnetické pole je dipólové a sklon jeho osy činí 46,8° v rovníkových oblastech dosahuje intenzita magnetického pole 14 |aT a dipólový moment 0,22.1018 T.m3 střed magnetického dipólu je posunut přibližně o 50 % poloměru Neptunu nad geometrický střed planety magnetosféra zasahuje do vzdálenosti 34 poloměrů Neptunu a je ve srovnání s ostatními magnetosférami planet velmi klidná přítomen kvadrupólový moment (je silnější než moment dipólový) Rotační osa Ke Slunci -*------- Magnetický rovník Magnetická