Slnko CO JE SLUNCE ? Slunce je hvezda, která vznikla zhruba pred 4,6 miliardy let v centru obrovského rotujícího oblaku plynu, z nehož se zrodila i celá slunecní soustava. Je centrem naší slunecní soustavy, kolem nehož obíhá 9 planet (Merkur, Venuše, Zeme, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun, Pluto). Bez nej by naše planeta byla tmavá, studená a žádný život by zde nemohl existovat. Nehorí však jako obycejný ohen. V jeho centru jsou teplota a tlak tak vysoké, že atomy plynného vodíku se slucují a vzniká plyn helium. Podobný dej probíhá ve vodíkové pume a vzniká pri nem velké množství energie. Pri tomto procesu ztráci Slunce každou vterinu 4 miliony tun hmoty. Stárí Slunce je odhadováno na 4,5 miliardy let. Zbývá mu však ješte dalších 6 miliard let života, takže se nemusíme obávat nejakých vetších pohrom ze strany našeho životadárce. Slunce je 109x vetší než zeme, jeho polomer je R = 6,9598· 108 m (1 400 000 km), strední vzdálenost od Zeme se pocítá v AU = 1,4959787· 1011 m. Vzdálenosti ve slunecní soustave byly donedávna mereny triangulací, která predpokládá merení malých úhlových rozdílu. Mnohem presnejší metodou jsou radarové odrazy. Místo Slunce mužeme merit vzdálenost nejaké planetky, urcit její dráhu (velkou poloosu a2, obežnou dobu T2) a poté použijeme tretího Keplerova zákona. Než se Slunce otocí kolem své osy, zabere to 25,38 pozemského dne. Slunce nerotuje jako pevné teleso, na rovníku se otácí rychleji (24,7 d) než na pólech (34 d). Slunecní spektrum je spojité, odpovídá spektru absolutne cerného telesa o teplote 5780 K. Slunce zarí též v rentgenovém, gama a rádiovém oboru. Spektrální trída Prumerná hustota Slunce ciní 1,4 g/cm3 Chemické složení - zastoupení vodíku 71%, hélia 27%, ostatních prvku (metalicita) 2%.
VNITRNÍ STAVBA SLUNCE
Centrální oblastí Slunce je jádro – teplota v nem dosahuje až 1,3· 107 K a tlak 2· 1010 Pa – pri techto podmínkách zde probíhají termonukleární reakce, které jsou zdrojem energie Slunce. Další oblastí je zóna zárivé rovnováhy, kde se nejefektivneji prenáší energie zárením. Následuje konvektivní zóna, která sahá od 0,7 polomeru Slunce až k povrchu. Zde se prenáší energie konvekcí (tj. proudením). Horká plazma tady stoupá na povrch, kde se ochladí a klesá do nižších vrstev. Viditelným projevem konvekce je granulace (což je jakési zrnení, jehož životnost je nekolik minut; jsou to vlastne vrcholky výstupních konvektivních proudu). Fotosféra je nejtencí vrstvou Slunce (zhruba kolem 300 km), ve které mužeme pozorovat jev zvaný slunecní skvrny (více viz…….), což jsou tmavší místa na plášti Slunce – tmavší proto, že je na nich nižší teplota než v okolí. Casto svoji polohu „mení“, ale to je jen tím, že vznikají nové a ty staré zanikají. Dále pak chromosféra, která má tlouštku 14000 km, teplota se zde mení od 6000 K do 106 K pri prechodu do koróny. Nad oblastmi slunecních skvrn vznikají tzv. slunecní erupce, což jsou obrovské výbuchy atomových cástic slunce. Pokud tyto erupce zasáhnou zemi, zpusobují casto nádherný svetelný efekt, tzv. polární zári. Koróna, oblast nad chromosférou, je jakási „rídká horní“ atmosféra Slunce, která nemá ostrých hranic a zasahuje hluboko do slunecní soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5×106 K) je paradoxne vyšší než teplota fotosféry (5 800 K). Rekonexe magnetických silokrivek a turbulentní brzdení spolu s tlumením magnetoakusztických vln práve v koróne je pravdepodobnou prícinou této vysoké teploty koróny. POZOROVATELNÉ SLUNECNÍ JEVY Erupce - Náhlá zjasnení ve fotosfére a chromosfére doprovázená výrazným uvolnením hmoty a energie. Muže dojít až k odtržení oblaku plazmatu se zamrzlým magnetickým polem, který putuje slunecní soustavou. Zachytí-li tento oblak magnetosféra naší Zeme, dojde k výrazným polárním zárím a magnetickým bourím. Protuberance – Protuberance jsou výtrysky slunecní hmoty, které vypadají jako ohnivé jazyky, desetitisíce kilometru nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Jejich tvar kopíruje silokrivky lokálního magnetického pole. Vedle méne castých erupcí jsou protuberance nejpozoruhodnejšími a nejnápadnejšími projevy slunecní aktivity. Slunecní skvrny – Tyto skvrny pozorovali Cínané již pred 2 000 lety. V 17. století se jejich systematickým studiem zabýval velký italský astronom Galileo Galilei. Na základe pozorování pohybu skvrn po slunecním povrchu dospel k záveru, že Slunce rotuje kolem osy. Doba mezi lety 1645 a 1715 byla obdobím velmi klidného Slunce – v tomto údobí nebyla na Slunci pozorována celých 7 let ani jedna skvrna. Tehdy také na celé severní polokouli nastalo období velmi chladného pocasí, nekdy ho dokonce nazýváme „malá doba ledová“. Slunecní skvrny mají ruznou velikost i ruzný tvar a mívají prumer až 65 000 km. Na okrajích mají „polostínovou“ oblast a v centru „temnou“ oblast, která pokrývá asi ctvrtinu plochy skvrny. Narustají do plné velikosti asi 10 dnu a trvá okolo dalších dvou týdnu, než zmizí. Obvykle se vyskytují ve skupinách a vetší skupiny „žijí“ až nekolik týdnu. Nevíme presne, co slunecní skrvny zpusobuje, ale má se za to, že duležitou roli zde hraje silné magnetické pole, které docasne omezí proudení plynu s vysoukou teplotou do urcité oblasti fotosféry. Zdá se, že slunecní skvrny se vyskytují v místech, kde jsou silocáry mag. pole, deformovány a vystupují nad povrch fotosféry. Spikule – Nejbežnejším útvarem vznikajícím v chromosfére jsou spikule, dlouhé, tenké „prsty“ zárícího plynu, které vypadají jako trsy stébel žhoucí trávy, vyrustající do chromosféry z nitra fotosféry. Bylo pozorováno, že spikule dosáhnou horních vrstev chromosféry (až 10 000 km nad fotosférou) a zase se stáhnou zpet asi behem deseti minut. Slunecní vítr – Smerem od Slunce a jeho koróny neustále tece proud horkého ionizovaného plazmatu, subatomárních cástic, známý jako slunecní vítr. Cástice tvorící slun. vítr se pohybují rychlostí 750 000 až 3 mil. km/h a dosahují až do nejvzdálenejších oblastí slunecní soustavy. Do vzdálenosti 150 mil. km se slun. vítr pohybuje smerem od Slunce po spirálové dráze a rotuje spolu se Sluncem. Za touto hranicí se šírí prímocareji a je méne ovlivnen mag. polem Slunce. Každou hodinu se uvolní ze Slunce do prostoru v podobe slun. vetru asi 3 000 tun subatomárních cástic. Abychom si mohli udelat predstavu, jak je Slunce veliké – slun. vítr by tímto tempem odnesl veškerou slunecní hmotu až za 200 biliónu let. Magnetické pole - Magnetické pole Slunce je ovlivneno rotací Slunce. Silokrivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulového pole je v ekvatoriální oblasti výrazne rozvlnena. Planeta tak pri pohybu kolem Slunce strídave prochází oblastmi s ruzným smerem magnetického pole. Zatmení Slunce – Když se Slunce, Mesíc a Zeme ocitnou na jedné prímce, Mesíc muže zastínit Slunce a vrhá tak stín na Zemi. Z pohledu ze Zeme se zdá, že Slunce i Mesíc mají témer stejnou velikost. Pri úplném zatmení Mesíc zcela zakryje. Zatmení trvá nekolik minut a je viditelné pouze z malé oblasti zemského povrchu. Pri cástecném zatmení Mesíc zakrývá jen cást Slunce.
ŽIVOT SLUNCE
I Slunce má svuj „život“ – kdysi dávno se narodilo a za nejakou dobu zase zanikne – do té doby ale zbývá celých 6 miliard let. Až nastane doba, kdy Slunce bude mít nedostatek vodíku nutného ke vzniku helia, zacne se jádro zmenšovat a plášt Slunce zvetšovat – tomuto stádiu se ríká „cervený obr“. Slunce bude jako obr tak veliké, že pohltí Merkur, Venuši i Zemi. Protože naše Slunce není nejak extra hmotné, nepredpokládá se, že by nastal výbuch supernovy – to se stává u hvezd mnohem hmotnejších než je Slunce. Slunce zrejme pohltí nekolik planet a zacne se opetovne smrštovat, až se z nej stane bílý trpaslík. Pri vyšší hmotnosti by mohla vzniknout i cerná díra ci neutronová hvezda, ale to v tomto stavu není možné. Z bílých trpaslíku se stávají malé koule, vetšinou o velikosti naší Zeme, nekteré vetší, které již neuvolnují energii, ale zárí a ochlazují se. Bílý trpaslík je vlastne veškerá hmota hvezdy namackaná na sobe, takže i když bílý trpaslík není príliš velký, jeho hustota je obrovská. Tato hvezda je jakousi „paní“ naší slunecní soustavy. Neustále je s námi prítomna a hlídá si své planety jako malé deti – at už je to Merkur, díte jí nejbližší, ci Pluto, které je pres 80% doby svého obehu kolem Slunce nejdále. Kolik je takových Sluncí? To je snad nevycíslitelné, obrovské množství hvezd, promenných hvezd, dvouhvezd, neutronových hvezd, obru trpaslíku ruzných barev ci cerných der, které ukrádají hmotu ostatním kolem sebe.