<BR>To, že dvojice kosmických observatoří <EM>STEREO</EM> přispěje nejen k poznání Slunce, ale také k rozvoji mnoha jiných oborů včetně výzkumu komet tušili od počátku všichni, kteří v minulosti sledovali úspěchy jiné kosmické sluneční observatoře <EM>SOHO</EM> na tomto poli. Dne 10. října 2007 byl v <EM>Astrophysical Journal</EM> zveřejněn článek oznamující pozorování interakce CME (<EM>coronal mass ejection</EM> – výron hmoty do sluneční korony) s komou a ohonem krátkoperiodické komety <EM><strong>2P/Encke</EM></strong>, které vyústilo v takzvaný <EM>disconnection event</EM> (DE – krátkodobé přerušení plazmatického ohonu komety). Pozorování bylo provedeno s vysokým časovým a prostorovým rozlišením přístrojem <EM>SECCHI</EM>, <EM>Heliospheric Imager-1</EM> (HI-1) na palubě sondy <EM>STEREO-A</EM>. Na základě těchto dat se vědci pokusili vysvětlit, jak takový jev probíhá, a co je jeho příčinou.<!–more–><TABLE BORDER="0" CELLPADDING="5" cellspacing="5" align="LEFT"><TR><TD><IMG SRC="http://smph.astro.cz/_data/images/news/2008/01/16/191296main_encke_sequence2_full.jpg"></TD></TR>
</TABLE>Komety můžeme v tomto smyslu považovat za unikátní prostředek, který lze využít k výzkumu heliosféry. Plazmatický ohon totiž vzniká při interakci komy s meziplanetárním magnetickým polem (IMF), kdy dochází k protažení "ionosféry" komety v antisolárním směru. Při interakci se slunečním větrem a oblaky materiálu například při CME může dojít k již zmíněnému přetržení ohonu, které je relativně dobře známo pozemským pozorovatelům, ale z kosmického prostoru dosud sledováno nebylo.<BR><BR>
Podmínky, za jakých k tomuto jevu dochází, nejsou dobře známy a existují dva typy více-méně akceptovaných vysvětlení: <BR><B>1)</B> nárůst tlaku okolního slunečního větru v důsledku zvýšení jeho hustoty a rychlosti, což vede k růstu nestabilit v ohonu a následnému úplnému nebo částečnému přetržení; <BR><B>2)</B> magnetická rekonexe <B>a)</B> na straně přivrácené ke Slunci při průchodu komety rozhraním v meziplanetárním magnetickém poli a <B>b)</B> na straně ohonu, když je kometa zasažena rázovou vlnou nebo oblastí s proměnlivým Alfvén-Machovým číslem (při CME). Současné práce naznačují, že většina DE je způsobena právě jevem 2a, ale na druhé straně 25-50% jevů nastává mimo oblasti rozhraní v meziplanetárním poli a za tyto jevy by mohla stát právě interakce s CME.<BR><BR>
Přestože v minulosti byly učiněny úspěšné pokusy o sledování DE v předpověděném okamžiku setkání s CME, nikdy nebyla pozorována interakce samotná, což neumožnilo zodpovědět otázku, jak vlastně jev DE probíhá. Takových pozorování je schopna teprve sonda <EM>STEREO</EM>. V rozmezí 16.-26. dubna 2007 se jí podařilo zaznamenat odezvu komy a ohonu komety <EM><strong>2P/Encke</EM></strong> na setkání s plazmatickými strukturami nesenými slunečním větrem, které 20. dubna v čase 18:50 UT vyústilo v nápadný DE. Kometa se v době pozorování nacházela ve vzdálenosti 0.76 AU od Slunce, plazmatický ohon dosahoval délky kolem 6° (12.6×10^6 km). Na záběrech <EM>STEREO</EM> je patrné, že ohon dynamicky reaguje na změny v IMF. Interakce s CME začíná v 15:30 UT (není jisté zda se jedná o vliv projekce nebo o skutečný výskyt ve sejném prostoru); až do 18:50 UT je ohon neporušen, dochází však ke zjasòování komy a vnitřních částí ohonu; ve 20:50 UT se v ohonu asi ve vzdálenost 0,5° (10^5 km) od centrální kondenzace utváří mezera a od tohoto okamžiku je ohon jednoznačně přetržený, odtrženou část odnáší čelo CME, zároveò se ihned formuje ohon nový o délce kolem 1°, což ukazuje na kontinuální povahu a zároveò vysokou efektivitu formování ohonu. CME se zdá být jednoznačnou příčinou jevu DE, zůstává však otázkou, jaký je mechanizmus.<BR><BR>
Na základě dalších měření jiných přístrojů (<EM>SOHO-LASCO</EM> a.j.) se podařilo ukázat, že CME je "objekt", který nese velkoškálovou magnetickou strukturu, a byla vyvržena relativně nízkou rychlostí – ve vzdálenosti 16 RS se pohybovala rychlostí jen kolem 370 km/s, což je přibližně rovno očekávané rychlosti slunečního větru v tomto místě. To ukazuje, že CME je odnášena slunečním větrem a je tedy nepravděpodobné, aby vytvořila rázovou vlnu – čelo CME je v tlakové rovnováze. Přestože kalibrace přístrojů <EM>STEREO</EM> ještě není plně dokončena, je možné z fotometrických dat odhadnout, že rozdíl hustot mezi čelem CME a okolím je jen 0.1-0.2%. Na základě srovnání rychlostí lze říci, že nedošlo k vzrůstu tlaku o více než 20%, a lze jej vyloučit jako příčinu DE. Na druhé straně existence rozhraní ukazuje, že jisté nahromadění plazmatu v prostoru existuje, přestože nemá formu rázové vlny. Plazma se tedy hromadí na čele magnetické struktury, což v tomto případě znamená, že čela obou útvarů jsou totožná a že tedy mezi nimi není žádný mezilehlý prostor.<BR><BR>
Zdá se tedy, že pravá příčina DE má spíše magnetický než mechanický původ. Jednak pozorovaná DE je mnohem impulsivnější, než by odpovídalo sektorovému rozhraní a za druhé ohon jednoznačně interaguje s čelem CME (zjasòuje s příchodem CME a je jí odnášen). Zbylou možností je tedy nastartování DE díky rekonexi s magnetickým polem CME a to dvěma možnými způsoby: <B>a)</B> Na denní straně přivrácené ke Slunci v podstatě stejným způsobem, jako kdyby čelo CME tvořilo sektorové rozhraní. V tomto případě bychom na základě výsledků dřívějších prací očekávali, že bude docházet k formování paprsků v ohonu před tím, než dojde k jeho odtržení, což pozorováno nebylo. Modely zároveò naznačují, že v tomto případě by měl být úhel mezi polem CME a IMF větší než 90° (což je možné). Zpoždění mezi příchodem CME a nástupem DE může být pouze efekt projekce či zpomalování toku slunečního větru v komě díky nabírání materiálu. Ze simulací i pozorování vyplývá, že případný DE spojený se sektorovým rozhraním probíhá výrazně pomaleji než v tomto případě pozorovaný jev a nikdy nebylo zaznamenáno, že by vedl k úplnému odtržení ohonu (vždy zůstává úzký ohon). Vzhledem k nízkému rozlišení však nelze říci, zda se paprskové stuktury či slabý tenký ohon nevyskytly i v tomto případě; <B>b)</B> Na straně ohonu (podobně jako v případě zemské magnetosféry). Původcem rekonexe mohou být jednak rychlé změny v orientaci pole a/nebo změny Alvfénovy rychlosti plazmatu. Modely popisující průběh takového jevu ředpovídají zjasòování a zužování ohonu a urychlování jeho odtržené části. Slabé zjasnění (0.3%) ohonu bylo pozorováno ihned po kontaktu s CME v 15:30 UT, místo maximální jasnosti se navíc pomalu vzdalovalo od centrální kondenzace a bylo nahrazováno tenčím ohonem. DE nastává mezi 18:20 – 18:50 UT tedy až po průchodu viditelného čela CME, což může být prostorový efekt. Z pohledu komety došlo k CME na okraji slunečního disku. Ta se tedy šíří z našeho pohledu rovnoběžně s rovinou oblohy a s kometou interaguje svojí boční stranou. Zbytky ohonu procházejí skrz rozhraní, což může být známkou toho, že ještě nebyly urychleny na úroveò okolního slunečního větru. Tato pozorování podporují model, kdy DE je výsledkem rekonexe na straně ohonu mezi IMF obklopujícím komu a magnetickou polem na čele CME.<BR><BR>
Přestože nelze vyloučit možnost rekonexe na straně přivrácené ke Slunci, autoři se domnívají, že prezentovaná pozorování i další analýza potvrdí výše zmíněný závěr, a vybízejí k dalšímu studiu vnitřní heliosféry prostřednictvím sledování efektů intereakce mezi CME a jasnými kometami.<BR><BR>
<U>Zdroje</U>:<BR>
[1] Vourlidas; A.; et al.; FIRST DIRECT OBSERVATION OF THE INTERACTION BETWEEN A COMET AND A
CORONAL MASS EJECTION LEADING TO A COMPLETE PLASMA TAIL DISCONNECTION; Astrophysical Journal, 668: L79-L82, 2007 October 10. Dostupné z: <A
HREF="http://secchi.nrl.navy.mil/Publications/Vourlidas_encke_07.pdf"
target="blank">secchi.nrl.navy.mil/Publications/Vourlidas_encke_07.pdf</A>.<BR>
[2] Videa a obrázky ke stažení dostupné na:
<A HREF="http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/news/encke.html"
target="blank">www.nasa.gov/mission_pages/stereo/news/encke.html</A>.
<DIV align=right><A HREF="www.astrovm.cz">Hvězdárna Valašské Meziříčí</A></DIV>