Polární záře - Astronomický ústav AV ČR

Transkript

Fyzika svrchní atmosféry a její výzkum pomocí
umělých družic (03)
Aleš Bezděk,
Astronomický ústav
AV ČR
Polární záře. Foceno v Ondřejově ze střechy kosmické laboratoře 20. listopadu 2003 v 18:15
SEČ. Fotoaparát Olympus Camedia C-4000 zoom, exp. 4-16 s ISO 100, 400 f=32 mm. Foto:
Vladimír Libý
http://www.asu.cas.cz/~bezdek/prednasky/
Vybrané kapitoly z astrofyziky, AÚ UK, ZS 2005/2006
1
Magnetosféra Země
•
•
•
magnetické pole Země hraje ve fyzice kosmického prostoru významnou roli, a to
kvůli silné interakci s nabitými částicemi. Výsledkem jsou pozoruhodné jevy, jako je
zachycení energetických částic v zemských radiačních pásech nebo výskyt polárních
září. Další jevy souvisí s interakcí magnetosféry s částicemi slunečního větru.
z hlediska celkové struktury geomg. pole a souborů částic, které jsou v jednotlivých
oblastech, rozlišujeme geomg. pole v blízkosti Země (uzavřené křivky pro cca
r<6.Rz) a vzdálené geomg. pole. O nich pojednáme dále podrobněji.
že mg. pole v blízkosti Země vypadá jako pole obrovského magnetu („Magnus
magnes ipse est globus terrestris“) navrhl ve své knize De magnete (O magnetu) již
v roce 1600 William Gilbert, aby tak vysvětlil některá tehdejší pozorování.
Demonstroval zemské magnetické pole pomocí malé zmagnetizované koule, která
se nazývá terrella.
Sketch of Terrela from William Gilbert's 'De
Magnete', 1600
•
'Terrella' is Latin for 'little Earth', the name
given by Dr William Gilbert to a
magnetized sphere with which he
demonstrated to Queen Elizabeth I his
theory of the Earth's magnetism.
2
Geomagnetické pole v blízkosti Země
•
•
•
•
Geomg. pole v blízkosti Země (blízkozemní, near-Earth) je mg. pole do
vzdálenosti cca r<6.Rz, tj. asi do 30 tis. km nad povrchem. Tato
vzdálenost se může měnit v závislosti na fyz. podmínkách a směru od
Země.
Různá místa geomg. pole jsou charakterizována sklonem siločar k
zemskému povrchu: siločáry jsou přesně horizontální na magnetickém
rovníku, kolmo k povrchu v mg. pólech. Rozlišují se severní
magnetický pól (BP, ang. boreal pole) a jižní magnetický pól (AP, ang.
austral pole).
Polohy mg. pólů podléhají poměrně velkým sekulárním změnám. Od
roku 1965 do roku 2000 se např. jižní mg. pól posunul o 3° k
severovýchodu. Mg. rovník je poměrně blízko zeměpisnému rovníku,
větší odchylky dosahující až -17,5° se vyskytují pouze v blízkosti
jihoatlantické anomálie (obr. 8.5)
BP(2001): 81,3° s. š., 110,8° z. d.; AP(2000): 64,7° j. š., 138,1° v. d.
3
Dipólová aproximace geomagnetického pole v blízkosti Země
•
Přesný průběh geomg. pole lze v blízkosti Země nejjednodušeji
a přitom poměrně věrně aproximovat pomocí pole mg. dipólu.
Umístíme-li dipól do centra Země, sklon dipólové osy vychází
na 11° a zeměpisná délka severního průsečíku dipólového pole
se zemským povrchem je 290°:
4
Pohyb nabitých částic ve vnitřní magnetosféře
•
Složený pohyb nabitých částic ve vnitřní magnetosféře je na obr.
5.23. Jedná se o gyraci okolo lokální mg. siločáry, oscilaci podél
dané mg. siločáry a superponovaný azimutální drift okolo Země.
Následující tabulka porovnává příslušné časové konstanty pro tři
kombinace energie částic a geocentrické vzdálenosti v rovině mg.
rovníku (vyjádřené v poloměrech Země, ang. shell parameter L).
Tyto tři kombinace odpovídají hlavním souborům částic vyskytujícím
se ve vnitřní magnetosféře:
•
Výše uvedené hodnoty byly spočteny pro dipólové pole, ve
skutečnosti neleží body obratu stejně vysoko, ale jejich výška se
mění podle síly lokálního mg. pole. V tomto ohledu je proslulá tzv.
jihoatlantická anomálie, kde je mg. pole výrazně zeslabené. To
znamená, že body obratu oscilačního pohybu nabitých částic leží
níže v hustších vrstvách atmosféry, což vede ke zvýšenému úbytku
magnetosférických částic.
5
Soubory částic vnitřní magnetosféry
•
Dipolární struktura mg. pole funguje jako obrovská mg. láhev, která zadržuje
mnoho nabitých částic. Podle jejich energie je možné je zařadit do tří oblastí:
radiační pásy, prstencový proud, plazmasféra. Některé jejich vlastnosti jsou v
následující tabulce:
•
Radiační pásy (Van Allenovy pásy): Obsahují částice s vysokou energií, jak
ionty, tak elektrony. Jejich působení je připisováno mnoho poruch na družicových
elektronických systémech, mohou ohrozit zdraví kosmonautů.
•
Prstencový proud: částice se střední energií. Charakteristickou vlastností je
proměnlivost, při zvýšené geomg. aktivitě významně narůstá hustota částic i
velikost elektrického proudu, daného driftem nabitých částic.
•
Plazmasféra (protonosféra): oblast s relativně hustým a chladným plazmatem, je
to vlastně nejvyšší část ionosféry. Báze plazmasféry je definována jako hranice
přechodu od atomárního kyslíku O+ k atomárnímu vodíku H+, jakožto převládající
ionizované složky (typicky 1000 km, jinak 500-2000 km podle podmínek).
Jak je z tabulky i obrázků patrné, paty mg siločar vnitřní magnetosféry leží v nízkých a
středních mg. šířkách, pouze siločáry prstencového proudu zasahují výše.
6
Vzdálené geomagnetické pole
•
•
•
•
•
•
Kdyby byla Země osamělá, geomg. pole by bylo
přibližně dipólové (str. 11). Ve skutečnosti je Země stále
ve „slunečním větru“, v proudu částic neustále
vysílaných Sluncem. Dále také zemské dipólové mg.
pole interaguje s meziplanetárním mg. polem. Oba tyto
vlivy, zejména však sluneční vítr, velice mění vzhled a
vlastnosti vzdáleného geomg. pole.
nejvýraznějším důsledkem interakce s meziplanetárním
prostředím je uzavření geomg. pole do konečného
objemu zvaného magnetosféra.
Na straně ke Slunci leží hranice magnetosféry,
magnetopauza, asi 10 Rz daleko.
V místech, kde se mg. siločáry rozdělují a pokračují do
různých oblastí magnetosféry, je minimum intenzity mg.
pole. Tato místa se nazývají kasp (ang. cusp nebo
cleft).
Na noční straně je magnetosféra válcovitě protažená a
v analogii s kometami se jí říká magnetosférický ohon
(ang. magnetotail). Délka magnetochvostu není přesně
známa, dosahuje značně dále než je dráha Měsíce
(~60.Rz).
magnetosféra je obrovská, nebyla ještě dostatečně
prozkoumána družicemi. Velmi užitečné jsou přístroje
na Měsíci z misí Apollo 1972/73, protože Měsíc protíná
svou drahou vnější magnetosféru.
7
Soubory částic vnější magnetosféry
Plazmová vrstva/plocha (tail plasma sheet): částice
vyplňující plochu ve středu chvostu (obr. 5.46).
Plazmovou vrstvou procházejí uzavřené, ale velice
protažené mg. siločáry, jejichž paty se nacházejí v
polárním oválu. Plazmová vrstva je zásobištěm
částic pro polární záře.
Plazma mg. laloků (tail lobe plasma): méně husté a
energetické plazma. Zásobárna částic pro polární
déšť, proud částic s nízkou energií dopadajících do
oblasti polárních čepiček. Polární vítr označuje
proces vypařování plazmatu do magnetosféry
(ionosférická exosféra).
Hraniční vrstva (magnetospheric boundary layer): krajní
vrstva částic magnetosféry, rozdělená na několik
částí, do níž vstupují částice ze slunečního větru i z
ionosféry. Tudy do magnetosféry vstupují částice i
energie.
8
Sluneční vítr
Do poloviny 20. století se předpokládalo, že meziplanetární prostor
je v podstatě vakuum, s výjimkou malého množství
prachových částic kvůli pozorovanému zvířetníkovému světlu.
V padesátých letech přišla myšlenka, že tento prostor je
neustále vyplněn dynamicky se měnícím plynem pocházejícím
ze Slunce. K tomu napomohlo pozorování komet.
Je známo, že komety mají dva typy ohonů:
– difuzní, homogenní, částečně zakřivený plynoprachový
ohon, který lze vysvětlit působením gravitačního
přitahování a tlaku slunečního záření
– iontový ohon, pro jehož radiální orientaci od Slunce ale
zpočátku nebylo vysvětlení. Navíc struktura v iontovém
ohonu často ukazovala velká a silně proměnná
zrychlení. K vysvětlení těchto jevů postuloval Biermann
v r. 1951 existenci toku plazmatu ze Slunce, který dnes
nazýváme sluneční vítr.
Naše dnešní znalosti vlastností slunečního větru jsou založeny na
in situ pozorování meziplanetárními sondami.
•
Ze sluneční koróny expandující tok částic obsahuje hlavně
protony H+ a elektrony e- s malou příměsí částic α (He++).
Hustota je asi 6 iontů a elektronů na cm3, celkový náboj je
neutrální.
•
•
•
rychlost slunečního větru je průměrně 500 km/s, mění se v rozsahu 170-2000 km/s, takže je potřebí 3-4 dnů, aby
částice doletěly na Zem (min. rychlost pohybu odpovídá 10 dnům, max. rychlost 21 hodinám)
energie tepelného pohybu je zanedbatelná vůči kinetické energii toku. Tato kinetická energie je asi 30krát menší než
energie toku UV záření (λ<175 nm)
každou sekundu ztrácí Slunce slunečním větrem více než milion tun hmoty, což je však vzhledem k hmotnosti 2.1030 kg
a životnosti 1010 zanedbatelné
9
Polární vysoká atmosféra
Interakcí slunečního větru s magnetosférou se uvolňuje značné množství energie, s
čímž souvisí řada důležitých jevů v polární vysoké atmosféře, jako jsou
elektrická pole, velké pohyby plazmatu, proudy, polární záře a poruchy
neutrální i ionizované vysoké atmosféry.
V polární vysoké atmosféře rozlišujeme tři oblasti (obr.):
•
polární čepička (polar cap): kruh okolo mg. pólu s typickým průměrem 30°,
centrum je posunuto o několik stupňů směrem k noční straně
•
polární ovál (polar/auroral oval): prstencová plocha obklopující polární čepičku
o šířce několika stupňů, jejíž nejužší část leží směrem ke Slunci
•
subpolární šířky (subpolar latitudes): oblast ve směru k mg. rovníku
bezprostředně přiléhající k polárnímu oválu
Tyto tři oblasti se liší elektrickými poli, proudy, intenzitou dopadu částic, mírou
poruch vysoké atmosféry a především mg. spojením s příslušným souborem
magnetosférických částic (obr. 5.36):
– polární čepičky jsou spojené s magnetosférickými laloky,
– noční polární ovál je propojen s plazmovou vrstvou,
– denní polární ovál s cuspem a magnetosférickou hraniční vrstvou.
10
Variabilita polárních oválů
•
•
Je důležité, že při definici polárních čepiček a oválů se používá
mg. souřadnic a mg. pólů. Z toho plyne, že tyto oblasti se otáčejí
během dne se směrem Země-Slunce okolo zeměpisných pólů
(obr. 7.2), takže určitá pozorovací stanice může během dne projít
všemi třemi oblastmi. Tato rotace zpočátku působila potíže při
interpretaci pozorovaných jevů.
Dále podléhá velikost polárních čepiček i oválů významným
změnám v závislosti na geomg. aktivitě. Je-li zvýšená, zvětšuje
se průměr polárních čepiček a šířka polárních oválů, takže
stanice ze subpolárních šířek se může za podmínek geomg.
aktivity nacházet v polárním oválu.
11
Reálná pozorování polárních oválů
12
Polární záře
•
•
svou hrou barev a proměnlivostí poutaly lidstvo
odedávna, pro svůj výskyt na severu patřily k životu a
mytologii Skandinávců i Inuitů
ačkoliv jsou polární záře (ang. aurorae, polar lights)
snad nejstarším jevem zkoumaným kosmickou
fyzikou, stále zbývá mnoho nezodpovězených otázek
aurorální (slovníkové heslo):
•
týkající se rozednívání, ranního období (podle Aurory,
římské bohyně ranních červánků), např. aurorální
rozevírání květů;
•
související s polární září, latinsky aurora
13
Polární záře
•
•
•
•
•
•
Z čistě fenomenologického hlediska jsou polární záře
světelné záření polární vysoké atmosféry (airglow
emission) způsobené dopadem energetických částic.
Formy tohoto záření ale mohou být velice rozmanité.
Z hlediska vzhledu je základní rozdíl mezi diskrétními p.z.
(oblouky, drapérie z paprsků) a difuzními p.z., které
nemají jasnou strukturu ani hranici.
Výška byla určena triangulačně na zač. 20. st. Bylo
zjištěno, že spodní hranice je přibližně v 100 km. Horní
hranice je různá, desítky až stovky km. U vyšších p.z. je
možné rozeznat strukturu mg. siločár. Viděno zespoda
někdy míří jednotlivé paprsky p.z. ke vzdálenému bodu.
Největšího rozsahu dosahují p.z. zonálně (tj. směr
východ-západ), stovky až tisíce km, ve směru sever-jih
pouze stovky metrů až kilometry.
Dynamika p.z. závisí na velikosti geomg. poruch: v
klidných podmínkách jsou p.z. slabě zářící,
kvazistacionární. Při zvýšené geomg. aktivitě jsou p.z.
jako ohňostroj barev a tvarů (viz klip).
P.z. se vyskytují v severním a jižním polárním oválu,
p.z. ve středu polárních čepiček pouze v klidných podm.
Při silné geomg. aktivitě p.z. zasahují až do středních
šířek, jako se to stalo např. v říjnu a listopadu 2003.
14
Spektrum polárních září
•
•
•
•
•
na rozdíl od spojitého slunečního světla je p.z.
tvořena pouze několika čarami a pásy
dominantní čáry a pásy jsou:
V závislosti na relativní excitaci těchto přechodů je barva p.z. žlutozelená, červená, modrofialová nebo mléčně bílá, pokud
se tyto jednotlivé barvy smíchají.
Kromě viditelného světla září p.z. také v IR, UV a X. Zvláště intenzivní jsou čáry atom. kyslíky 130,4 nm a 135,6 nm, ale ty
lze pozorovat pouze speciálními detektory z kosmu (jako na obrázcích na str. 12).
Mnohokrát opakované tvrzení, že p.z. jsou také slyšet, nebylo to dosud vědecky potvrzeno. Naproti tomu jsou dobře
dokumentovány infrazvukové vlny s frekvencemi 0,05-0,5 Hz (slyšitelný zvuk má rozsah 20 Hz – 20 kHz).
15
Polární záře v ČR dne 20. listopadu 2003
Foceno v Ondřejově ze střechy kosmické laboratoře 20. listopadu 2003 mezi 18:10 a 18:30 a mezi 20:05 a 20:10 SEČ
Fotoaparát Olympus Camedia C-4000 zoom, exp. 4-16 s ISO 100, 400 f=32 mm
Foto: Vladimír Libý
16
Polární záře v ČR dne 20. listopadu 2003
Digitální fotoaparát Olympus Camedia C2020Z, expoziční doba 16 sekund (u snímku a6 jen 8 sekund).
Fotografováno v Ondřejove na střeše kosmické laboratoře mezi 18:30 a 22:30 SEČ
Foto: Jiří Borovička
17
Disipace energie částic polárního záření
•
•
•
•
•
•
P.z. jsou způsobeny dopadem částic do vysoké atmosféry. Jedná se většinou o elektrony s energiemi stovek eV až
desítek keV, ale jsou pozorovány i dopadající ionty.
Fyzikální proces vzniku p.z. je podobný jako princip fungování televizní obrazovky, kde urychlené elektrony dopadají
na absorbující látku, jejíž elektrony jsou excitovány a při sestupu na základní hladinu vyzařují světlo. Vysoká atmosféra
je nesmírně řídké prostředí, elektrony jsou postupně zpomalovány v sérii elastických i neelastických srážek. Podobně
jako u absorpce slunečního UV záření, mezi procesy, do kterých elektrony p.z. vstupují patří:
– rozptyl (elastické srážky)
– srážková ionizace
– srážková disociace
– srážková excitace
a jejich různé Kombinace. Primární procesy vyvolávají sekundární procesy atd., celý proces je velice komplexní.
Přibližně lze říci, že elektrony s energiemi 0,1 keV jsou absorbovány ve výškách nad 200 km, 1 keV ve 130 km, 10 keV
ve 100 km.
Z celkové absorbované energie je pouze velice malá část (<1 %) přeměněna na záření, nejvíc energie přejde na teplo
(cca 50 %), dále do potenciální chemické energie (30 %), zbytek energie je rozptýlen zpět do magnetosféry.
Produkce tepla pro výšky pod 150 km lze odhadnout asi na 10-8 W.m-3. To je sice méně než činí produkce tepla od
absorbovaného slunečního UV záření (obr. 3.22; 1-5.10-8 W.m-3 pro výšky pod 150 km), ale je třeba si uvědomit, že
tento zdroj tepla je aktivní i v noci, a také během dlouhé polární noci.
Původ částic p.z. – Navzdory často uváděnému názoru
částice p.z. nepocházejí ze slunečního větru. Elektrony
slunečního větru nemají přístup do noční části polárních
oválů ani dostatečnou energii k vyvolání p.z. Noční polární
ovál je propojen s plazmovou vrstvou, denní polární ovál s
cuspem a magnetosférickou hraniční vrstvou, částice musí
tedy pocházet z těchto oblastí. Mechanizmus jejich vstupu
do vysoké atmosféry však zůstává otevřenou otázkou.
18
Variace v UV, teplotě a hustotě v termosféře
•
•
•
•
•
•
z bilanční rovnice pro přísun a ztráty tepla ve vyšší termosféře je možné
spočíst výškový profil teploty v termosféře
pro výšky nad 200 km se termosféra chová izotermicky, teplota dosahuje
limitní hodnoty, zvané exosférická teplota T∞, typicky 1000 K (mění se v
rozmezí 600-2500 K)
teplota termosféry závisí na množství UV slunečního záření dopadajícího
na zemi a vykazuje tak výrazné variace:
– denní variace
– sezónní variace
– závislost na rotaci Slunce (aktuální pozice UV aktivních center)
– sluneční cyklus (množství UV aktivních center na Slunci)
tyto faktory už jsme viděli v minulé přednášce, str. 19, jako faktory
ovlivňující množství UV a rádiového záření
připomeňme z minulé přednášky také celkový vzhled slunečního spektra
(str. 17, obr. 3.7), z kterého plyne, že:
– prakticky všechna zářivá energie Slunce přichází ve viditelné a
infračervené oblasti, kde se s časem nemění. Naproti tomu
– záření v UV a rádiovém oboru vykazuje krátkodobé i dlouhodobé
variace. Tyto variace pak vykazuje i termoférická teplota a hustota.
připoměňme také typický výškový rozsah převládajících složek neutrální
vysoké atmosféry (přednáška č. 2, str. 6):
N2 (<170 km), O (170-700 km), He (700-1700 km), H (> 1700 km)
19
Absorpce slunečního záření ve vysoké atmosféře
•
•
•
•
•
•
•
•
dvě základní interakce záření s plyny: emise a absorpce, nás zde
bude zajímat absorpce slunečního záření při průchodu vysokou
atmosférou (termosférou)
obzvláště důležité absopční procesy jsou fotodisociace,
fotoionizace a kombinace obou, disociativní fotoionizace
účinný průřez σij charakterizuje pravděpodobnost, že daná reakce proběhne
může překvapit, že výše chybí absorpce záření ozónem: důvodem je velice velice malá koncentrace ozónu v
termosféře, maximální koncentrace ozónu spadá do výšky 20-30 km (stratosféra), kde ozón absorbuje prakticky
všechno UV záření nad 242 nm
překvapivě také chybí disociace molekulárního dusíku – to je dáno relativně silnou vazbovou energií této molekuly
poměrně malou roli také hrají excitační procesy – jejich účinné průřezy jsou mnohem menší než pro disociaci a ionizaci
reakce probíhají pro fotony s vlnovou délkou menší než určitá hraniční hodnota
jak je vidět na obr. 3.12, účinný průřez absopce záření molekulárním kyslíkem O2 vykazuje kvaziperiodické oscilace
pro 175<λ<195 nm až o řád, v oblasti 105 až 125 nm ho dokonce malé změny ve vlnové délce fotonů mění až o tři řády.
Např. silná sluneční čára Lyα 121,6 nm je přesně v minimu účinného průřezu.
20
•
absorpci dopadajícího slunečního záření charakterizuje tzv.
absorpční výška, kde se tok záření zmenší na 1/e své vstupní
hodnoty.
Řešením rovnic pro absorpci slunečního záření ve vysoké atmosféře
se spočetlo, že:
•
všechno záření vlnových délek 5 až175 nm je absorbováno ve
výškách nad 100 km, této výšky dosahuje jen FUV (100-200 nm)
•
EUV (10-100 nm) je absorbováno nad 150 km, nebo nad 200 km
při vyšší sluneční aktivitě (obr. 3.16)
•
na minimální absorpční výšku má vliv velikost sluneční aktivity
charakterizovaná např. Covingtonovým indexem CI, malá
aktivita CI<100, vysoká CI>150 (obr. vpravo dole)
21
Veličina objemová depozice energie (ang. energy deposition rate, W.m-3) souvisí se zahříváním atmosféry absorpcí záření
•
výškový profil této veličiny (obr. 3.19) lze nahlédnout takto:
– ve vyšších výškách je hustota velice nízká, není zde dost částic atmosféry, které by záření absorbovaly
– v nižších výškách je hustota vysoká, ale zase není dost záření, které se s výškou exponenciálně pohlcuje
– objemová depozice energie EUV záření je maximální ve výškách nad 150 km ve shodě s absorpční výškou
– totéž platí pro FUV pro výšky nad 100 km, vzhledem k menší škálové výšce (rychlejší změně hustoty) je
maximum výraznější
22
•
•
•
účinnost ohřívání ukazuje (obr. 3.21), že z celkové absorbované energie se na teplo přemění jen asi 30-55 %, zbytek
energie je přeměněn na energii chemických vazeb nebo vyzářen
výškový profil produkce tepla (obr. 3.22) závisí na tom, zda ho vztahujeme na jednu částici nebo na objem.
– na jednu částici je produkce tepla nad 200 km téměř konstantní, avšak vzhledem ke klesající hustotě atmosféry
výškový průběh objemové produkce tepla exponenciálně klesá (podobně jako koncentrace částic)
– na obr. 3.22 je patrné, že ve výškách nad 150 km převládá ohřev atmosféry zářením v EUV oblasti, pod 150 km
pak v FUV oblasti
aby nedocházelo k přehřívání atmosféry, je třeba toto teplo nějak redistribuovat, je třeba nalézt mechanizmy pro
tepelné ztráty: v nižších vrstvách termosféry je to proces radiačního ochlazování (vyzáření), ve vyšší termosféře
molekulární kondukce a konvekce
23
„Dýchání“ vysoké atmosféry
Denní variace teploty termosféry (obr. 3.25)
•
dosahuje 160 K (příklad na obr. pro jarní rovnodennost)
•
teplotní maximum nenastává v poledne, ale až odpoledne: to
je dané horizontálním přesuny tepla (vítr), dále tím, že značná
část tepla při ranním ohřívání termosféry jde na vrub expanze
atmosféry, a teprve v odpoledních hodinách může přejít do
vnitřní energie plynu, a tak zvýšit teplotu.
Denní variace hustoty termosféry (obr. 3.25)
•
ukazují rozpínání a stlačování atmosférických plynů (někdy se
proto denní variace nazývá dýchání atmosféry)
•
zvýšení hustoty přes den lze vysvětlit transportem hustších
vrstev atmosféry z nižších vrstev výše vlivem rozpínání
•
denní maximum hustoty nastává kráce po poledni lokálního
času a vzhledem ke změnám teploty je relativní změna hustoty
mnohem významější
24
„Dýchání“ vysoké atmosféry v reálných datech
•
•
v první přednášce jsme si řekli, že hustota termosféry
brzdí pohyb umělých družic Země, vyvolává sílu zvanou
odpor atmosféry, který patří mezi negravitační síly
působící na družice a lze ho měřit akcelerometry
data na obrázku vpravo pocházejí z měření
akcelerometru na palubě družice Castor a ukazují průběh hustoty v perigeu (výška 270 km) a ilustrují totéž, co
obrázek 3.25 na předchozí stránce:
– je-li lokální čas družice 13 hodin (tj. Slunce je
blízko nadhlavníku družice), je hustota atmosféry v
perigeu vyšší než střední hodnota (modrá křivka)
– minimum hustoty nastává okolo 4 hodiny ráno
lokálního času, skutečné hodnoty jsou nižší než
střední hodnota
•
•
obrázek vlevo dole ukazuje, že průběh denních změn
hustoty termosféry se projevuje velmi podobně ve všech
výškách 270-400 km
„rozvlnění“ křivky pro vyšší výšky je dáno menším počtem
dat a větší chybou v určení hustoty (větší rozptyl)
25

Polární záře - Astronomický ústav AV ČR

Transkript

Podobné dokumenty

Česká astronomická společnost

materiálový list

Upozornění - prontoflex

Biomy v polárním a mírném pásu

The first 9 months of Mimosa in orbit