Každou sekundu opustí Slunce do všech směrů v průměru miliarda kilogramů elektronů, protonů a těžších částic (obr. 1). Zemi tyto částice dosahují nadzvukovou rychlostí (typicky kolem 400 km/s) a jsou zpomaleny nejprve hraniční oblastí zvanou rázová vlna (bow shock). Poté jsou částice odkloněny zemským magnetickým polem podobně, jako vzduch obtékající auto. Oblast převažujícího vlivu zemského magnetismu (auto) se nazývá magnetosféra, hraniční vrstva (karosérie) oddělující magnetosféru od slunečního větru pak magnetopauza.

Nicméně magnetopauza netvoří neproniknutelný štít. Deštník může být narušen v místech, kde se zemské magnetické pole přepojí s meziplanetárním (IMF - Interplanetary Magnetic Field), které s sebou přináší sluneční vítr. V takto narušených místech může dovnitř zemské magnetosféry prostoupit sluneční materiál. Přepojení – rekonexe – bylo jako jev předpovězeno poprvé v padesátých letech minulého století jako velkorozměrový ustálený proces. Na konci 70tých let byly identifikovány pohyblivé a prostorově omezené typy těchto jevů (FTE - magnetic flux transfer events). Bylo zjištěno, že FTE mají velmi složité geometrické vlasnosti, ale ty se nepodařilo teoreticky vysvětlit.

V 80tých a 90tých letech se objevily teoretické studie navrhující modely vysvětlující tato pozorování. Některé z nich naznačovaly, že rekonexe by se mohla odehrávat současně na více místech, což by vedlo k rekonfiguraci magnetického pole do velmi specifické trojrozměrné struktury. Avšak pro potvrzení takového modelu chyběla pozorování. První pozorování podporující popsanou teorii se uskutečnilo díky čtveřici sond mise Cluster, projektu mezinárodní spolupráce mezi ESA a NASA.

Studie tohoto typu jsou poměrně důležité. Transport hmoty (ale také energie a momentu hybnosti) přes magnetopauzu je centrálním bodem zájmu kosmické fyziky. Nejvíce se o výsledky studií zajímají specialisté, monitorující vliv kosmického počasí na zemské prostředí a infrastrukturu. Studium těchto vazeb provádějí na základě měření z mnoha kosmických satelitů i pozemských pozorování. Jedním z hlavních cílů celého bádání je schopnost předpovídat sluneční bouře a jejich důsledky na kritické části infrastruktury v blízkém kosmickém prostoru i zde, na Zemi. Magnetické bouře typicky vyvolané silnými slunečními erupcemi mají na techniku na Zemi i ve vesmíru nezanedbatelný vliv. Důsledky silné geomagnetické bouře bývají výpadky energetických sítí, poškozování energetického vedení, kolaps kabelových systémů, selhání satelitů a výpadky radiového spojení. Abychom uspěli při předpovědích, je zapotřebí vysvětlit ještě mnoho dílčích jevů a podmínky průniku slunečním plazmatem zemským magnetickým štítem jsou jedním z nich.

Dynamická magnetopauza

Hlavním důvodem, proč nebyla popisovaná 3-D magnetická topologie pozorována dříve, je vysoce dynamické chování pozice magnetopauzy. Ve směru na Slunce se nejzazší bod magnetopauzy nachází ve vzdálenosti přibližně 10 R_E od středu Země (1 R_E = 6378 km), což je asi šestina vzdálenosti k Měsíci, pološířka magnetopauzy ve směru kolmém činí nějakých 15 R_E (animace 2). Nicméně tyto vzdálenosti jsou pouze průměrné. Měření z družic prováděné na začátku 60tých let minulého století ukázala, že magnetopauza se vlastně neustále pohybuje. Tento pohyb je způsoben změnami ve směru meziplanetárního magnetického pole a dynamického tlaku slunečního větru (Dynamický tlak slunečního větru je přímo úměrný iontové hustotě (ρ) a druhé mocnině rychlosti slunečního větru v². Předpokládá se, že kosmické ionty se skládají z 96 % z protonů a 4 % helia (He²⁺).). Tento bod problému ilustrují animace 2 a 3.

Obr. 2: Přibližná pozice všech čtyřech satelitů Cluster pohybujících se podél magnetopauzy 30. června 2001 mezi 5.00 a 6.00 UT. SC3 se nachází v magnetosféře, zatímco ostatní tři Cluster družice se nacházejí v přechodové vrstvě. (S. M. Petrinec, Lockheed Martin)

Animace 2 charakterizuje podmínky v klidném slunečním větru (-5 nT < B_z < 5 nT a P < 3 nPa). Během celé hodiny měření se odhadnutý vrcholek magnetopauzy nachází ve vzdálenosti kolem 10 R_E (osa x), zatímco šířka magnetosféry je přibližně ±15 R_E (osa y). Pozorované změny v parametrech slunečního větru se projeví jako „vlny“ podél rázové vlny a magnetosféry. Protikladem je animace 3, kdy se ve slunečním větru objevily výrazné poruchy (-23 nT < B_z < 23 nT a 2 < P < 17 nPa). Na začátku animace jsou parametry slunečního větru srovnatelné s hodnotami na animaci dvě. Se vzrůstem dynamického tlaku je magnetosféra stlačována směrem k Zemi dokonce až za geostacionární orbitu. Mezitím se z-komponenta jasně otočí do jižní polarity, což naznačuje velkorozměrovou rekonexi magnetických polí.

Statistické analýzy průchodů družic magnetopauzou ukázaly rychlost jejího pohybu mezi 10 a 80 km/s ve většině případů. Takový pohyb je mnohem rychlejší, než je vlastní rychlost družice (asi 5 km/s) a proto komplikuje studie průchodů magnetopauzou. Pokud jsou v takovém případě k dispozici data pouze z jedné družice, je velmi obtížné přetransformovat změřený časový profil do profilu odpovídajícímu prostorovému rozložení.

Bylo předpovězeno mnoho procesů, které mají za následek penetraci slunečního plazmatu touto vysoce dynamickou hraniční vrstvou:

• rekonexe mezi meziplanetárním magnetickým polem a magnetickým polem Země,
• rychlá penetrace, kdy plazmová vlákna, jež mají mnohem větší moment hybnosti než okolní plazma slunečního větru, zasáhnou a pravděpodobně proniknou do magnetosféry,
• tekutinová interakce.

Rozlišení mezi těmito procesy rozhodně není jednoduché a to nejen díky pohybu magnetopauzy. Prostorové rozměry těchto jevů zahrnují rozsah od stovek metrů po několik zemských poloměrů. Další fyzikální parametry jako hustota plazmatu, časové škály a vlnové jevy mají podobné rozsahy.

Pozorování z Clusteru

Ze všech výše uvedených důvodů jsou pro studie dynamiky magnetopauzy nezbytné měření prováděné z více kosmických sond simultánně. Poprvé byla taková studie umožněna díky misi Cluster, určené ke studii hraničních vrstev magnetosféry ve třech rozměrech na různých prostorových škálách. Mise se skládá ze čtyřech identických satelitů letících ve formaci s flexibilní vzdáleností jednotlivých satelitů, jež se během letu již několikrát změnila (od 100 km do 5 000 km). Satelity byly vypuštěny dvěma raketami typu Sojuz-Fregat v červenci a srpnu roku 2000. Společně se sluneční observatoří SoHO vypuštěnou v prosinci 1995 do Largangeova bodu L1 jsou sondy Cluster základními kameny vědeckého programu ESA Horizons 2000. Čtyři sondy jsou nezbytné pro získání trojrozměrného pohledu na dynamiku plazmatických struktur ve svrchní magnetosféře Země a oddělení prostorových a časových charakteristik jevů v ní probíhajících.

30. června 2001 družice Cluster procházely magnetopauzou v ranním sektoru, podmínky ve slunečním větru byly klidné a meziplanetární magnetické pole mělo mírně severní polaritu. Magnetopauza se nacházela mezi satelitem SC3 (v magnetosféře) a dalšími třemi satelity Cluster v přechodové oblasti (SC1, SC2 a SC4). Pozice jsou hrubě načrtnuty v projekci do rovníkové rovniny na obr. 2.

Jak bylo zmíněno již v úvodu, magnetická rekonexe dočasně mění topologii magnetického pole, která pak umožňuje průtok slunečního plazmatu skrz magnetopauzu. Jednoduchá ilustrace mechanismu magnetické rekonexe, nastíněná ve dvou rozměrech na obr. 3 a animaci 4 napomáhá pochopení toho, co vlastně satelity Cluster detekovaly. V plazmatu se mohou siločáry magnetického pole opačné orientace působením kompresních pohybů dostat velmi blízko sebe (vytvořit konfiguraci typu X, obr. 3), kde může dojít k přepojení siločar do energeticky stabilnější konfigurace. Po přepojení jsou z bodu X urychlovány nabité částice. Výskyt takového osamoceného X bodu může být zjištěn na základě měření magnetického pole takzvaným Walénovým testem. Ten je založen na magnetohydrodynamických rovnicích řešených na tenké vrstvě se skokem v parametrech plazmatu.

Tok plazmatu skrz magnetopauzu může být také testován satelitními měřeními. Částečně z měření iontové rozdělovací funkce, neboť distribuce iontů v přepojených polích je mixem iontové populace z přechodové vrstvy a magnetosféry. Populace přechodové vrstvy má tvar písmene „D“ s uříznutím nízkoenergetické části (dolní pravý panel na obr. 4).

Během klidného měřícího intervalu 30. června 2001 byl úhel mezi magnetosférickým magnetickým polem (SC3) a polem v přechodové vrstvě (SC1, SC2, SC4) ~170 °. Jinými slovy měla magnetická pole na opačných stranách magnetopauzy prakticky opačnou orientaci.

Mezi 5.00 do 6.00 UT byla tato skoro ideálně dvojrozměrná magnetopauza několikrát narušena pokaždé na několik minut. Všechny studované časové intervaly byly detailně vyšetřeny. Zejména byl aplikován Walénův test a změřen tvar distribuční funkce iontů. Pro dva z intervalu byl Walénův test úspěšný a pozorovala se iontová distribuce ve tvaru písmene D. Ve všech případech byly výsledky interpretovány jako výskyt magnetické rekonexe s jednoduchou topologií typu X. V ostatních dvou případech Walénův test selhal. Nicméně i tak se pozorovala iontová distribuce ve tvaru D. Jak je to možné? Po detailní analýze jednoho z těchto intervalů dospěli vědci z týmu k názoru, že jednoduchá rekonexe v jednom bodě nemůže tato pozorování vysvětlit. Místo toho navrhli jiné vysvětlení. Předpokládali existenci dvou systémů magnetických trubic orientovaných v úhlu 90 °, které se navzájem přibližují a celý jev vede ke dvěma rekonexím, které byly pozorovány družicemi Cluster. Topologie magnetického pole před a po jevu je zachycena na obr. 5.

Naznačená interakce může vysvětlit fakt, proč Walénův test selhal. Výsledná magnetická konfigurace zdaleka nevyhovuje dvourozměrnému tekutinovému modelu, na němž je Walénův test založen. Tuto trojrozměrnou magnetickou topologie zamotaných magnetických strukturu je možné vidět uprostřed obr. 4, kde modrá rovina označuje magnetopauzu. Tři měření iontových distribucí z SC1 a SC3 podporující tuto interpretaci jsou zobrazena na pravé straně přímo pod schématem situace. Každá z těchto distribucí je připojena na příslušné místo topologického schématu červenou šipkou. Na levé straně jsou pro srovnání zobrazeny distribuce z obou stran téměř neprostupné magnetopauzy zachycující stav v klidném období. Tato propojená magnetická konfigurace je prvním přímým pozorováním trojrozměrné magnetické topologie vzniklé magnetickou rekonexí ve více místech magnetopauzy.

Na palubách sond Cluster se nachází několik přístrojů, pro tuto studii byly použity přístroje FGM (FluxGate Magnetometer) a CIS (Cluster Ion Spectrometry). Předkládaná studie není jediným výsledkem dosaženým s pomocí tohoto unikátního projektu, získaná data podléhají pečlivému zpracování a dá se očekávat, že další, možná zlomové objevy, budou přicházet. Mise byla plánována do prosince letošního roku, avšak s ohledem na současný průběh mise a také na stav všech čtyřech družic se ESA rozhodla operační fázi projektu prodloužit o celé čtyři roky a mírně modifikovat (rozšířit) hlavní cíle celé mise.

Literatura: Louarn, P., A. Fedorov, E. Budnik, G. Fruit, J. A. Sauvaud, C. C. Harvey, I. Dandouras, H. Rème, M. C. Dunlop, and A. Balogh (2004), Cluster observations of complex 3D magnetic structures at the magnetopause, Geophys. Res. Lett., 31, L19805

Podle: ESA Science and Technology, http://sci.esa.int