Charakteristika Slunce
Slunce je 5 miliard let stará hvězda nejbližší k Zemi, jejíž povrch zásobuje teplem a světlem (vyzařuje energii, uvolňovanou z jádra termonukleárními reakcemi, při nichž se slučují jádra atomů vodíku na jádra atomů helia. Hlavní posloupnost je nejdelší stabilní období hvězdného vývoje - 90% známých hvězd se nachází v tomto rovnovážném stavu. ) Světlo dosáhne povrchu Země za 8 minut a 19 sekund (přičemž z druhé nejbližší hvězdy Alpha Centauri dosáhne světlo zemského povrchu za 4,35 roku).Má tvar koule o průměru asi 1,4 miliony kilometrů, složené převážně z plynného vodíku a helia. Má 750krát větší hmotnost než všechny planety dohromady a je sedmkrát hmotnější než průměrná hvězda. Jaderné reakce v jeho jádru přetvářejí látku na elektromagnetické záření. To způsobuje, že Slunce svítí. Zahřívá i ostatní objekty, obíhající kolem Slunce díky jeho gravitaci. Rotací slunce vzniká magnetické pole. Rovníková oblast na Slunci rotuje rychleji než polární oblasti, což způsobuje "vytahování" magnetických siločar z nitra Slunce. Když proniknou povrchem Slunce, způsobí tyto siločáry sluneční aktivitu, jako jsou sluneční skvrny, erupce a protuberance. Tato zvýšená aktivita, zejména sluneční skvrny, se opakuje každých 11 let. Sluneční Skvrna je relativně chladnější oblast viditelného povrchu Slunce (fotosféry), která má charakter víru o průměru až 100 000 km. Ochlazení o 1 500°C proti okolí způsobuje koncentrace magnetického pole v okolí skvrny. Skvrny se jeví tmavé pouze v kontrastu se žhavějším a jasnějším okolím. Hmotnost slunce je v pozemském měřítku ohromná: 1,989 miliard miliard miliard tun neboli 330 000 zemských hmotností. Užívá se jako jednotky pro učení hmotnosti jiných hvězd, galaxií apod. Poblíž slunečních skvrn se často vyskytuje mohutná sluneční aktivita. Erupce jsou "záblesky" energie, které mohou trvat několik hodin a nastávají, když se náhle uvolní nahromaděná magnetická energie. Protuberance jsou výbuchy žhavého plynu, který může být vyvržen stovky tisíc kilometrů do prostoru. Smyčkové protuberance mohou být někdy udržovány magnetickým polem Slunce i týdny.
Sondy
První satelit navržený pro průzkum Slunce byly americké sondy Pioneer 5, 6, 7, 8 a 9 vypuštěné během rozmezí let 1959 až 1968. Cílem sond nebylo přiblížit se ke Slunci, ale provádět pozorování ze vzdálenosti odpovídající přibližné oběžné dráze Země. V této vzdálenosti sondy poprvé podrobně měřily sluneční vítr a magnetické pole Slunce.
V 70. letech 20. století byla vyslána sonda Helios 1 a za pomoci Apollo Telescope Mount byly prováděny nová pozorování a měření slunečního větru a sluneční korony. Sonda Helios 1 byla společným americko-německým projektem, který měl za úkol studovat sluneční vítr z orbity uvnitř dráhy Merkuru.
V roce 1980 byla vyslána americká sonda Solar Maximum Mission, která byla navržena k pozorování gamma záření, rentgenového záření a měření UV záření ze slunečních erupcí během zvýšené sluneční aktivity. Sonda několik měsíců po startu vlivem elektronického selhání přestala fungovat, jelikož došlo k přepnutí sondy do záložního stavu, ve kterém setrvala 3 roky než byla v roce 1984 opravena během mise STS-41-C. Sonda následně zaslala na Zemi tisíce snímků sluneční korony před tím, než v červnu 1989 vstoupila do atmosféry Země, kde byla zničena.[23]
Další sondy určené k výzkumu Slunce a slunečního větru:
* TRACE - Navazuje na práci sondy SOHO
* SOHO - Hlavní zdroj dat o Slunci pro předpověd počasí
* Ulysses - Sonda již shořela, významně však posloužila astronomům
* Genesis - Pokus o sběr slunečního větru skončil pádem pouzdra z sondy na Zemi.
* dvojice sond STEREO - Zkoumají sluneční jevy, zejména korony.
Magnetické pole
Slunce má silné magnetické pole, které má přibližně hodnotu 10−4tesla, lokálně pole slunečních skvrn dosahuje až do 10−1 tesla.[2]Většina útvarů na jeho povrchu s tímto polem souvisí. Slunce je magneticky proměnná hvězda, polarita jeho pólů a orientace jeho siločar se mění spolu s 11 ročním slunečním cyklem. V maximu slunečního cyklu je magnetické pole Slunce velmi složité a dá se vnímat zastoupený dvojpólový moment. Silokřivky jsou vlivem rotace Slunce tvarovány do podoby tzv. Archimedových spirál, což má za následek, že obíhající tělesa kolem Slunce procházejí střídavě oblastmi s rozdílnými směry magnetického pole.
Celkové magnetické pole vzniklo v původním magnetickém plyno-prachové sluneční mlhoviny, ze kterého vzniklo Slunce a ostatní objekty sluneční soustavy. Toto pole se podle posledních měření vyskytuje všude na Slunci. Další složka celkového magnetického pole jsou tzv. lokální magnetické pole. Jsou velmi proměnlivé a nejsilnější jsou v místech aktivních oblastí. Vznik tohoto magnetického pole jako jeho vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálních objektů není zatím zcela dostatečně vysvětlen.
Magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu.
Složení a vnitřní stavba
Složení Slunce není do dnešních dnů zcela známé. Většina informací o jeho složení pochází z výzkumu spektrálních čar. Slunce není složeno homogenně, ale jeho chemické složení je závislé na hloubce. V jádře vlivem jaderných reakcí je větší obsah helia, než na jeho povrchu. Předpokládá se, že v jádře je vodík zastoupen již 34 % a hélium 64 %. Spektrum současně ukazuje, že se ve Slunci nachází ve stopovém množství většina prvků, které jsou známé na Zemi. Metalicita Slunce, tedy poměr obsahu těžších a lehčích prvků, je 1,6 %.
|
Vrstvy Slunce
Jádro je uprostřed Slunce, kde dochází k uvolňování energie. jedná se o oblast, která sahá do vzdálenosti 175 000 km od středu.
Termojaderná fůze je prostředí, kde jsou již jednotlivé atomy rozloženy na volná jdára a elektrony. Současně se vodík postupně a velmi pomalu mení na helium za uvolnění obrovského množství energie.
Zářivá rovnováha je asi půl milionu km široká vrstva, v které dochází k výraznému zpomalení fotonů. Vše co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Předpokládá se, že fotony touto vrstvou projdou přibližně za 100 000 let.
Tachoklina je objevem sondy SOHO, Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého magnetického pole Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmy a ke změně rotační rychlosti.
Konvektivní zóna je nejsvrchnější vrstva Slunce, která se podobá hrnci s vroucí vodou. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření málo účinný. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony pohlcovat a následně je neemitovat dále, čímž dochází k jejich absorpci.
Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu, což způsobuje značné turbulence v této vrstvě a promíchávání materiálu. Hlavním přenosem tepla se tak stává proudění čili konvekce. Během konvekce se přenášený plyn rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možno v této zóně pozorovat jako granuly či supergranuly.
Fotosféra je viditelný povrch Slunce, která se pozoruje jako sluneční kotouč viditelný ze Země. Při pozorování se jeví střed Slunce jasnější, než okraje, což je dáno tím, že se na okrajích Slunce pozorují chladnější oblasti fotosféry.
Chromosféra je vcelku tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300 000 K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6000 K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu. Objevují se v ní chromosférické erupce. Je to vrstva silně ionizovaného plynu, která se rozkládá od 12 000 do 15 000 km. Jedná se o spodní část sluneční atmosféry, která je během zatmění Slunce viditelná jako načervenalý světelný úkaz.
|