Aktualności

W dniach 13-14 grudnia 2017 br. Sieć Punktów Kontaktowych COSMOS2020 oraz Krajowy Punkt Kontaktowy Programów Ramowych UE przy wsparciu Komisji Europejskiej organizują Międzynarodowy Dzień Informacyjny i spotkania brokerskie w obszarze Przestrzeń Kosmiczna w Programie HORYZONT 2020.

Więcej …
Modulacja gęstości neutralnego gazu międzygwiazdowego i jego jonów pochwyconych wskutek aktywności słonecznej Drukuj Email
wtorek, 19 kwietnia 2016 12:33

Gaz międzygwiazdowy w Lokalnym Obłoku Międzygwiazdowym otaczającym Słońce składa się w głównej mierze z wodoru oraz helu. Zawiera jednak również inne pierwiastki, wśród których najliczniej występuje tlen i neon. Składowa neutralna gazu w Lokalnym Obłoku Międzygwiazdowym wpływa do heliosfery, gdzie częściowo jest jonizowana i zostaje wynoszona na zewnątrz wraz z wiatrem słonecznym, w postaci tak zwanych jonów pochwyconych. Część gazu dociera jednak do orbity Ziemi i w pobliże Słońca.

Po drodze strumienie cząstek są skupiane wskutek przyciągania grawitacyjnego Słońca i ich gęstość tworzy charakterystyczny wzór z tak zwanym stożkiem zwiększonej koncentracji po stronie spływu za Słońcem. Struktura gęstości atomów gazu międzygwiazdowego w heliosferze zmienia się w cyklu słonecznym na skutek zmian intensywności jonizacji. Szczegóły tej modulacji zależą od ewolucji promieniowania w zakresie skrajnego ultrafioletu pochodzącego ze Słońca oraz od struktury wiatru słonecznego w szerokości heliograficznej, gdyż te obydwa czynniki zmieniają się wraz z aktywnością słoneczną.

Jony pochwycone powstają z atomów międzygwiazdowych, które dostały się w okolice Słońca i zostały zjonizowane, a następnie pochwycone przez pole magnetyczne wiatru słonecznego. Tempo produkcji jonów pochwyconych zależy od aktywności słonecznej, która zmienia się w takt 11-letniego cyklu. Jony pochwycone tworzą oddzielną populację w plazmie wiatru słonecznego i mogą być mierzone eksperymentalnie przez detektory na pokładzie sond obiegających Słońce wraz z Ziemią. Obserwowany strumień jonów pochwyconych wykazuje charakterystyczny, prawie okresowy wzór w ciągu roku z szerokim wzmocnieniem na kierunku napływu gazu międzygwiazdowego do heliosfery, tak zwanym półksiężycem, oraz ostrym maksimum po przeciwnej stronie, tak zwanym stożkiem. Poprzez badanie położenia maksimów tych dwóch struktur można wyznaczyć długość kierunku napływu gazu międzygwiazdowego do heliosfery.

Kierunek napływu gazu międzygwiazdowego do heliosfery jest konieczny do wyznaczenia orientacji w przestrzeni płaszczyzny przybliżonej symetrii heliosfery oraz do lepszego zrozumienia struktury heliosfery. W przeszłości kierunek ten był przedmiotem debaty, wskutek zaskakujących wyników analizy pierwszych dwóch lat bezpośredniego badania składowej neutralnej gazu międzygwiazdowego przez sondę IBEX, oraz analizy pomiarów jonów pochwyconych helu, tlenu i neonu, wykonanych przez instrument PLASTIC na sondzie STEREO A (Drews et al. 2012). Te dwa niezależne zbiory pomiarów wskazywały, że kierunek napływu międzygwiazdowego gazu jest inny od dotychczas przyjmowanego, i w konsekwencji orientacja płaszczyzny symetrii heliosfery musi być inna, niż do tej pory sądzono (McComas et al. 2013, Frisch et al. 2013). Jednak ponowna analiza danych z sondy Ulysses wykonana ostatnio przez grupę z CBK PAN (Bzowski et al. 2014) oraz najnowsza analiza pierwszych sześciu lat pomiarów wykonywanych przez sondę IBEX, przeprowadzona przez zespół naukowy misji przy znaczącym współudziale grupy z CBK PAN (McComas et al 2015, Bzowski et al 2015), wykazała, że wektory prędkości międzygwiazdowego gazu wyznaczone z danych Ulyssesa oraz IBEXa zgadzają się w granicach niepewności, ale temperatura gazu musi być wyższa niż dotychczas uważano. Zatem kierunek napływu gazu międzygwiazdowego został wyznaczony dość dokładnie (więcej informacji na ten temat można znaleźć w poprzedniej notatce na stronach CBK PAN.

Jednakże wyniki z analizy jonów pochwyconych z sondy STEREO A nadal nie pasują do nowego obrazka. Zagadkę tą rozwikłała Justyna M. Sokół wraz z Maciejem Bzowskim i Marzeną A. Kubiak z CBK PAN przy współudziale Eberharda Möbiusa z University of New Hampshire w Durham (NH, USA). W artykule opublikowanym w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Sokół et al. 2016)  zespół ten zbadał szczegóły powstawania jonów pochwyconych He, Ne i O w trakcie cyklu słonecznego. Odkryto, że zmienność rozkładu międzygwiazdowego gazu neutralnego w pobliżu orbity Ziemi, wskutek zmienności temp jonizacji w czasie i szerokości heliograficznej, może tak modyfikować rejestrowany strumień jonów pochwyconych, że wydaje się, iż napływa on z kierunku przesuniętego o kilka stopni. Do badań ewolucji w cyklu słonecznym gęstości i jonów pochwyconych międzygwiazdowego helu, neonu i tlenu wzdłuż orbity Ziemi wykorzystany został model strat jonizacyjnych gazu międzygwiazdowego wewnątrz heliosfery opracowany w CBK PAN (Bzowski et al. 2013, Sokół et al. 2013, Sokół & Bzowski 2014). Autorzy pracy badali czynniki odpowiedzialne za modulację modelowanych wielkości ze szczególną uwagą poświęconą modyfikacji obserwowanych struktur wskutek jonizacji w pobliżu Słońca. Odkryli, że głównym powodem systematycznego przesunięcia kierunku napływu gazu międzygwiazdowego otrzymywanego z jonów pochwyconych jest modulacja rozkładu macierzystego gazu międzygwiazdowego wzdłuż orbity Ziemi w trakcie cyklu słonecznego. Krótkotrwałe zmienności w tempie produkcji jonów pochwyconych są odpowiedzialne za dodatkowy roczny rozrzut i zdają się powiększać obserwowane różnice. Kierunek różnic między wartościami oczekiwanymi a otrzymanymi zgadza się w obrębie wszystkich trzech badanych pierwiastków (He, Ne, O), i jest w stronę większych długości dla półksiężyca, co jest zgodne z kierunkiem różnic wyznaczonym przez Drewsa et al. 2012 z analizy danych STEREO, natomiast dla stożka kierunek różnic jest w kierunku przeciwnym, niż ten znaleziony w pracy Drews et al. 2012, jednakże mieści się on w granicach niepewności.

Tym samym, Sokół et al. 2016 stwierdzili, że najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem systematycznych różnic w wyznaczonym kierunku napływu gazu międzygwiazdowego do heliosfery z obserwacji jonów pochwyconych jest zaniedbanie modulacji gazu międzygwiazdowego wewnątrz heliosfery spowodowanej aktywnością słoneczną. Wynik ten ostatecznie potwierdza rozstrzygnięcie dylematu Ulysses/IBEX.

 

mgr Justyna Sokół

prof. Maciej Bzowski

mgr Marzena Kubiak

 

Edycja: Joanna Pietrzak

Poprawiony: środa, 20 kwietnia 2016 08:52
 
Start Z naszych badań Z naszych badań Modulacja gęstości neutralnego gazu międzygwiazdowego i jego jonów pochwyconych wskutek aktywności słonecznej
Naszą witrynę przegląda teraz 93 gości 
Joomla! jest wolnym oprogramowaniem dostepnym na licencji GNU GPL