Zodiakální světlo

Zodiakální světlo  - slabá záře, pozorovaná krátce po západu nebo před východem slunce ( hned po skončení nebo těsně před začátkem astronomického soumraku ). Pojmenován tak kvůli neustálé viditelnosti v souhvězdí zvěrokruhu [1] .

Forma a podmínky pozorování

Zodiakální světlo má podobu difuzního světelného trojúhelníku, protáhlého podél roviny ekliptiky (odtud název – podle zastaralého názvu ekliptiky – „zvěrokruhový kruh“) a rozšiřujícího se směrem ke Slunci. Jas zodiakálního světla klesá s rostoucí úhlovou vzdáleností od Slunce ( elongace ). Při elongacích 90-100° je zvířetníkové světlo téměř nerozeznatelné a jen za velmi dobrých podmínek je někdy možné pozorovat mírné zvýšení jasu oblohy podél ekliptiky — zodiakálního pásu . S prodloužením o 180°, v oblasti oblohy naproti Slunci, se jas zodiakálního pásma mírně zvyšuje a lze zde pozorovat malou svítící difuzní skvrnu o průměru ~10° - protizáření , objevenou v roce 1854 Brorsen [2] .

Zodiakální světlo lze nejlépe pozorovat za bezměsíčných nocí v nízkých ( rovníkových ) zeměpisných šířkách Země po celý rok, zatímco ve středních zeměpisných šířkách - v obdobích blízkých rovnodennosti , kdy ekliptika překračuje horizont v maximálním úhlu, tedy večer na jaře popř. na konci nocí na podzim [3] . Tento úhel se v takových dnech roku a denní době blíží maximální úhlové výšce Slunce nad obzorem pro danou zeměpisnou šířku (tj. úhlové výšce Slunce nad obzorem v pravé poledne letního slunovratu ). Protizáření je pozorováno i na bezměsíčné obloze, ale je žádoucí, aby se nepromítalo do pásma Mléčné dráhy [2] .

Povaha zodiakálního světla

Zodiakální světlo a protizáření vznikají rozptylem slunečního světla čočkovitou akumulací prachových částic ležících v rovině ekliptiky . Takové vysvětlení pro zodiakální světlo navrhl v roce 1683 Cassini , který poskytl první vědecký popis jevu. Od té doby byla Cassiniho hypotéza o povaze zodiakálního světla opakovaně podrobně rozpracována a nyní je obecně přijímanou teorií.

Spektrum zodiakálního světla se tedy shoduje se spektrem slunečního světla, Fraunhoferovy čáry nejsou rozmazané Dopplerovým rozšířením , které by bylo pozorováno při Thomsonově rozptylu světla rychle se pohybujícími elektrony plazmatu slunečního větru.

Původ prachových částic, které způsobují zodiakální světlo, nebyl dlouho jasný: protože malé prachové částice musí být buď smeteny ze sluneční soustavy tlakem slunečního světla, nebo kvůli Robertson-Poyntingovu jevu zpomalit a dopadnou na Slunce, je potřeba zdroj doplnění prachového mračna. Jako takový zdroj se nazývá proces ničení asteroidů a komet a postupné drcení jejich zbytků, odstraňování prachu kometami z Oortova oblaku a prachová složka sluneční koróny (F-korona).

9. března 2021 NASA zveřejnila nové informace [4] o původu prachových částic získaných pomocí sondy Juno . Oblak prachu je kruhového tvaru o šířce od vnějšího okraje zemské oběžné dráhy k vnější dráze Marsu . Zdrojem prachu je tedy Mars. Počítačové modelování potvrdilo tento výpočet ve spojení s daty ze sondy Juno. Zdá se, že prach opouští Mars během prachových bouří kvůli řídké atmosféře a slabé gravitaci.

Zajímavosti

Na studiu rozložení rychlostí v oblaku prachu zvěrokruhu byla postavena doktorská práce Briana Maye , který se po téměř 30leté přestávce díky úspěšné hudební kariéře vrátil k vědecké kariéře [5] .

Poznámky

  1. ↑ Stratonov, 1915 , str. 530.
  2. ↑ 1 2 Stratonov, 1915 , str. 554.
  3. ↑ Stratonov, 1915 , str. 530-531.
  4. ↑ https://jpl.nasa.gov . Serendipitous Juno Detections rozbíjí představy o původu zvěrokruhového  světla . NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) . Získáno 11. března 2021. Archivováno z originálu dne 18. března 2021.
  5. ↑ Průzkum radiálních rychlostí v zodiakálním prachovém mračnu . května, Briane. PhD práce. (Angličtina)

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích