Slunce
Slunce je centrální hvězda Sluneční soustavy. Planety, které kolem něj obíhají, jsou díky hmotnosti Slunce přitahovány gravitační silou. Předpokládá se, že v dávné minulosti bylo Slunce menší a Země mu byla blíž než dnes.
Slunce je hvězda - velmi hmotná koule žhavých plynů, je od nás vzdálena 150 milionů kilometrů a další nejbližší hvězda - Proxima Kentaura - je 266 000krát vzdálenější než Slunce.
Svou energii získává prostřednictvím jaderných reakcí, které probíhají v centrální části Slunce a přeměňuje se při nich vodík na helium. Vzniká přitom velké množství fotonů, nedělitelných částic světelné energie. Jednomu fotonu trvá 10 milionů let, než se dostane z jádra na sluneční povrch a dalších 8 minut putuje k Zemi. Světlo, které vidíme, je tedy právě takhle staré.
Díky těmto reakcím ztrácí Slunce každou sekundu 600 milionů tun své hmoty, ale vzhledem k celkové hmotnosti hvězdy je toto množství zanedbatelné. Za celý svůj zhruba 10 miliard let trvající život ztratí Slunce tímto procesem méně než desetinu procenta své hmoty.
Základní údaje
| Teplota na povrchu | 6000°C |
| Teplota v jádře | 15 000 000°C |
| Průměr | 1 392 000 km, tj. 109 průměrů Země |
| Hmotnost | 2 miliony bilionů bilionů kg nebo 330 000 hmotností Země Slunce tvoří 99,9% hmoty sluneční soustavy |
| Gravitace | 28krát větší než na Zemi; člověk vážící 45 kg by na Slunci vážil 1270 kg |
| Svítivost / zářivý výkon | 390 trilionů megawattů, což se rovná 90 miliardám megatunových vodíkových bomb vybuchujících každou sekundu |
| Hustota | Jen čtvrtina hustoty Země |
| Doba otočení kolem osy | 27 dní na rovníku, 34 na pólech |
Jak se Slunce točí
Při otáčení Slunce se mění síla jeho magnetického pole. To je způsobeno různou rychlostí otáčení kolem vlastní osy na rovníku a na pólech. Důsledkem je pak výskyt slunečních skvrn, protuberancí nebo silných erupcí na povrchu Slunce.
Protuberance
Někdy se stane, že magnetické pole Slunce vyšlehne do prostoru a vytáhne s sebou žhavé plyny jako efektní smyčku. Těmto obrovským výtryskům říkáme protuberance. Vylétají do velké výšky rychlostí až 1330 km za sekundu.
Sluneční skvrny
Jde vlastně o chladnější plochy na povrchu. Některé měří jen stovky kilometrů, největší dosahují až 80 000 km. Jejich výskyt podléhá pravidelnému cyklu sluneční činnosti - trvá zhruba 11 let. Na začátku - v minimu sluneční činnosti - nejsou vidět skoro žádné skvrny. Jak se blíží maximum sluneční činnosti, počet skvrn vzrůstá.
Sluneční vítr
Dalo by se říct, že se Slunce vypařuje - ztrácí plynné částice zvané plazma. Jak se tyto částice dostanou do okolního prostoru, stanou se slunečním větrem a stále zrychlují. Když dorazí k Zemi, letí rychlostí až 750 km za sekundu.
Většina slunečního větru prolétá kolem Země, odvátá magnetickým polem naší planety. Některé částice však vniknou do naší atmosféry a způsobují jev zvaný Polární záře.
Polární záře
Když se závan slunečního větru dostane do zemské atmosféry, tečou v ní miliony ampérů elektrického proudu. Svazky elektronů plují přes magnetické póly Země a srážejí se s atomy molekul v atmosféře, z čehož vzniká tajuplná záře nádherných barev. Je vidět převážně jen v okolí zemských magnetických pólů.
Zatmění Slunce
V okamžiku, kdy se Měsíc dostane přesně mezi naši planetu a Slunce, nastává jeho zatmění. Stává se tak obvykle 2x až 4x ročně, ale to úplné zatmění je možné pozorovat jen z malého kousku Země. Trvá jen pár minut.
Celá situace je zajímavá tím, že při pozorování ze Země má Měsíc i Slunce stejnou velikost - Slunce je totiž 400x krát větší než Měsíc, ale 400x je také vzdálenější.
SlunceSlunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě dalších 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti, i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrny, protuberance, erupce i jiné sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářením v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem a slunečním větrem. |
Charakteristika SlunceSlunce je hvězdou průměrné velikosti a ani jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie (přibližně 30 000 světelných roků od jejího středu). Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96 % elektromagnetické záření, 4 % odnášejí elektronová neutrina). U Země je tok sluneční energie 1,4 kW/m2. Hmotu Slunce tvoří převážně vodík, v menší míře helium a stopové množství dalších prvků. |
Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova – 130 g/cm3) a směrem k povrchu klesá až na 0,001 g/cm3. V průměru je však Slunce jen o něco hustší než voda. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů. Slunce má výrazné magnetické pole, do kterého je ponořena celá Sluneční soustava. Vrstva nulového pole (tzv. Parkerova plocha) je charakteristicky zvlněná. Rekonekce magnetických silokřivek při povrchu Slunce vedou na výrony koronální hmoty (CME), která se v podobě plazmoidů šíří Sluneční soustavou. |
Základní data o Slunci |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Struktura Slunce |
|
JádroJádro je energetickým zdrojem nejen Slunce, ale i celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát větší než voda a teplotu 15 milionů kelvinů. V tomto dokonalém reaktoru probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku na hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů. Schéma naznačuje nejrozšířenější typ reakce v našem Slunci – tzv. proton-protonový řetězec.pp-řetězec Vrstva v zářivé rovnovázeJádro obklopuje Vrstva v zářivé rovnováze, široká 500 tisíc km. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu několik set tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním hmotou a znovu vyzářením v náhodném směru.Konvektivní zónaProudy horké sluneční hmoty v konvektivní zóně proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Šířka tohoto pásma je asi 200 tisíc kilometrů, energie se v této vrstvě předává prouděním. |
Fotosféra Povrch Slunce, zvaný fotosféra, má teplotu asi 5 800 K. Je pro něj charakteristická tzv. granulace, která je tvořena vrcholky vzestupných a sestupných proudů z konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsousluneční skvrny. Z fotosféry jsou vyvrhoványprotuberance – oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli.
ChromosféraChromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Je to pravděpodobně způsobeno rozpadem různých typů nestabilit plazmatu, které chromosféru ohřívají. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce – náhlá zjasnění v chromosféře.Koróna Oblast nad chromosférou nazýváme koróna. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5×106 K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 800 K). Koróna je zahřívána především rozpadem magnetoakustických vln šířících se plazmatem. Neobvyklé spektrální čáry vysoce ionizovaných kovů byly dříve považovány za nový prvek – korónium. Koróna je pozorovatelná i pouhým okem při úplném zatmění Slunce. Při náhlé rekonekci magnetických silokřivek dochází k uvolnění energie, ohřevu plazmatu, rentgenovému vzplanutí a uvolnění plazmoidu, který se vydá napříč Sluneční soustavou. |
Slunce (10. 10. – 13. 10. 1997) |
|
Snímek 1: 1083 nm (He I); U.S. National Solar Observatory, Kitt Peak (Arizona);12.10.1997 Povšimněte si, že v IR a V oblasti skvrny září málo. V oborech UV a RTG září elektrony rotující kolem silokřivek. |
Fotografie Slunce |
Další informace |
|
|
 |
