Rádiové Slunce

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Slunce je intenzivním zdrojem rádiových vln. Bylo prvým kosmickým tělesem systematicky pozorovaným na rádiových vlnách. V porovnání s ostatními rádiovými zdroji je však Slunce jen slabým zdrojem. Avšak pro jeho blízkost lze tok záření ze Slunce měřit i malými rádiovými teleskopy. Na mnoha observatořích se denně měří celkový tok (tj. tok z celé viditelné polokoule Slunce) na různých vlnových délkách. Dynamické spektrografy pořizují tzv. dynamická spektra slunečního rádiového záření. Radioheliografy pořizují rádiové obrazy Slunce.

Většina rádiového slunečního záření, především v období klidného Slunce, je tepelné záření. Je vyzařována elektrony v chromosféře a koróně při zakřivení jejich drah kolem kladných iontů. Hustota toku rádiového záření Slunce je silně závislá na frekvenci (na vlnové délce). Záření různé frekvence je vysíláno z různých výšek ve sluneční atmosféře. Čím je frekvence záření menší (vlnová délka větší), tím je větší výška v atmosféře, z níž je záření emitováno. Rádiové záření o frekvenci v je totiž vysíláno z té vrstvy, kde se v rovná plazmové frekvenci vp = 104 Öne. Elektronová hustota ne klesá s výškou, takže nizší frekvence (delší vlny) jsou vysílány z vyšších vrstev.

V době sluneční činnosti se Slunce stává zdrojem netepelného záření. Ta se na základě dynamického spektra třídí do pěti typů, označených římskými číslicemi I až V. Zvláště při slunečních erupcích jsou vystřelovány oblaky elektronů a iontů vysokými rychlostmi (jen o málo nižšími než rychlost světla). Ty při průchodu chromosférou a korónou rozkmitají plazma, které září na plazmové frekvenci odpovídající jeho elektronové hustotě ne. Proto se rádiové záření posouvá od vysokých kmitočtů (z husté chromosféry) k nízkým kmitočtům (z vysoké řídké koróny). Protože je známo, jak klesá hustota elektronů s výškou, lze ze spektra (u typu II nebo III) vypočítat rychlost, s jakou se proud od erupce pohyboval. Velmi rychlé elektrony jsou zachyceny v magnetických polích koróny, v nichž se pohybují krouživým pohybem a vyzařují synchrotronové záření (typ IV a typ V).

Dnes se užívá spektrální klasifikace rádiových vzplanutí, kterou zavedl austral. radioastronom Paul Wild: typ I je netepelná rádiová emise provázející sluneční činnost, tzv. šumová bouře. Sestává z velmi krátkých (zlomek sekundy) úzkopásmových „pípání“, a to na různých metrových vlnách (1—6 m čili 300—50 MHz). Mohou jich být tisíce za hodinu a celá bouře může trvat i několik dnů; typ II je úzkopásmová emise, která začíná metrovými vlnami (300 MHz) a pomalu (po řadu minut) se posouvá k dekametrovým vlnám (10 MHz). Typ II doprovází mohutné erupce a je projevem rázové vlny stoupající sluneční atmosférou. Někdy po tomto typu rádiového vzplanutí následuje typ IV; typ III jsou úzkopásmové záblesky, které rychle (v několika sekundách) proběhnou spektrem od decimetrových do dekametrových vln (500—0,5 MHz). Vyskytují se často ve skupinách. Po typu III často následuje typ V. Záblesky typu III jsou vybuzeny svazkem velmi rychlých elektronů prolétajícím koronou. Takový svazek lze občas sledovat i poté, co opustí koronu, tj na cestě meziplanetárním prostorem, někdy až k Zemi; typ IV je hladké kontinuum především v metrových vlnových délkách (300—30 MHz). Tento typ rádiových vzplanutí je synchrotronové záření relativistických elektronů zachycených v magnetickém poli koróny. Provází některé velké sluneční erupce. Začíná 10—20 min po jejím maximu a trvá po několik hodin; typ V je krátkodobé kontinuum v dekametrových vlnách, trvající jen několik minut. Je to synchrotronové záření, které se vyskytuje po typu III.

Obsah

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]