Slunce a jeho projevy sonda SOHO zkoum aktivitu

Slunce a jeho projevy

sonda SOHO - zkoumá aktivitu Slunce „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/Spacec raft/large/Bottom 02 black _prev. jpg Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Michal Loukota. Dostupné z Metodického portálu www. rvp. cz, ISSN: 1802 -4785, financovaného z ESF a státního rozpočtu ČR. Provozováno Výzkumným ústavem pedagogickým v Praze.

Slunce „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/images/large/eit 5 prom_prev. jpg

sluneční aktivita „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/data/LATEST/tinyeit_304. gif

Šíření energie ve Slunci Obecně se energie může přenášet třemi způsoby, vedením, zářením a prouděním, ve Slunci se uplatňují jen dva. První z nich je záření (tedy radiace) a druhý proudění (konvekce). Rozdělíme-li si Slunce podle druhu přenosu energie, získáme tři části: jádro, radiační zónu a konvektivní zónu. „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. n asa. gov/gallery/images/lar ge/cutaway 00_prev. jpg

• Jádro Slunce se rozpíná od středu do vzdálenosti 175 000 km. Teplota v blízkosti středu je okolo 15 000 K. Právě díky vysokým teplotám a tlaku zde probíhají termonukleární reakce. • Radiační zóna se rozprostírá od vzdálenosti asi 175 000 km do vzdálenosti 525 000 km od středu Slunce. Hmota se ochladí ze 7 500 000 K na 2 000 K. V této zóně se kvanta energie šíří směrem ven z jádra zářením, tedy v podobě fotonů. Fotony se pohybují rychlostí světla, ale jejich volná dráha do srážky s elektronem je v řádech milimetrů. Srážka změní směr pohybu fotonu. Elektron při srážce získá energii. Foton energii ztrácí, což se projeví snížením frekvence, tedy prodloužením vlnové délky. Cesta fotonu na povrch trvá asi milion let. Velmi se změní také jeho vlastnosti. Zatímco jádro foton opouštěl jako záření gama či rentgenové záření, na povrch vystupuje jako viditelné světlo. • Konvektivní zóna Ve vzdálenosti přibližně 0, 8 poloměru Slunce od slunečního středu se fyzikální podmínky mění natolik, že zde převládá přenos energie prouděním (konvekcí). V důsledku velikého poklesu teploty látka nemůže zůstat v klidu a nastává promíchávání plynu – konvekce. Vztlaková síla vynáší horké masy plynu z vnitřních vrstev Slunce na povrch, tam se vyzářením energie ve formě světla ochlazují a opět klesají do hlubších vrstev. Konvekce vyvolává některé projevy sluneční činnosti, např. granulaci („malé“ části povrchu Slunce), protuberance, skvrny, sluneční vítr atd.

Ø Sluneční skvrny jsou oblasti fotosféry se sníženou teplotou, zářením a tlakem plynu. http: //astronomia. zcu. cz/hvezdy/slunce/744 -slunecni-skvrny

Sluneční erupce „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/images/large/mol ten 304_earth_prev. jpg Sluneční erupce jsou obrovské exploze na povrchu Slunce. Během několika málo minut materiál o teplotě několika milionů kelvinů, uvolní energii o síle miliardy megatun TNT. Erupce vznikají v blízkosti slunečních skvrn. Sluneční erupce silně ovlivňují vesmírné počasí v blízkosti Země. Uvolňují do sluneční soustavy a tím i do geomagnetického pole Země velké množství vysokoenergetických částic, které vnímáme jako radiaci. Díky magnetickému poli nehrozí lidem na Zemi velké nebezpečí. Sluneční erupce může přispět k větší intenzitě jižní a severní polární záře, nebo přerušit rádiové vysílání. Vysoké nebezpečí vzniká pro kosmonauty a kosmické sondy. Sluneční erupce vytváří veliké množství vysokoenergetických částic, známých jako protonové bouře. Protony mohou procházet lidským tělem a způsobit mutace. Většině protonových bouří trvá dvě až čtyři hodiny, než se dostanou až k Zemi. Sluneční erupce pozorovaná 20. ledna 2005, která uvolnila nejvyšší koncentraci protonů, jaká kdy byla naměřena, však Zemi dosáhla za pouhých 15 minut, z čehož vyplívá, že se šířila rychlostí 1/3 rychlosti světla. Sluneční erupce jsou proto hlavním problémem pro kosmické lety k Marsu či na Měsíc. Bude zapotřebí vytvořit fyzické či magnetické stínění k ochraně astronautů a vzít v úvahu čas 15 minut, pro přechod z nechráněných částí kosmického plavidla do bezpečí protiradiačního krytu.

Protuberance Plyn (plazma) v protuberancích je dvěstě až třistakrát hustější než plyn v koróně a může dosáhnout do výšek až 50 000 km nad povrch Slunce. Protuberance mají dlouhý život, mohou existovat i po několik slunečních otoček. Podstatou protuberance je magnetické pole Slunce. „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/images/large/eit 5 prom_prev. jpg

„SOHO (ESA a NASA“): http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/Movies/animations. html

Sluneční atmosféru můžeme podle fyzikálních vlastností rozdělit na tři vrstvy: Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné 1. Fotosféra 2. Chromosféra 3. Koróna 1. Fotosféra množství zářivé energie vyzařované z fotosféry. Tyto vrstvy jsou pro záření značně průhledné, proto bychom očekávali spíše pokles teploty se vzrůstající výškou. Ve skutečnosti je to ale právě naopak. Tento jev označujeme jako problém zahřívání koróny. Podle nejnovějších teorií je zahřívána rekonexí magnetických indukčních čar. q Je vnější vrstva slunečního povrchu, ze které přichází viditelné záření. Její tloušťka je asi 300 km. Tato vrstva má na své spodní hranici teplotu přibližně 6000 K (5 727 °C) a na horní hranici 4300 K – což je teplotní minimum. 2. Chromosféra q Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. Její tloušťka je přibližně 10000 – 16000 km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión kelvinů. 3. Koróna q Koróna se neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr.

Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr. Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy. V okolí Země dosahuje nadzvukové rychlosti 409 km. s-1. „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/Particle/large/solwind_angled_lines_prev. jpg

Magnetosféra http: //astronomia. zcu. cz/planety/zeme/1944 -magnetosfera Magnetosférou rozumíme prostor, kde se projevuje magnetické pole v okolí Země. To, že existuje magnetické pole kolem Země, je pravděpodobně zapříčiněno tekutým železo-niklovým jádrem, které rotuje rychleji než zemská kůra. Magnetosféra je neustále vystavena tlaku způsobeného slunečním větrem, díky tomuto tlaku dochází k částečné deformaci této vrstvy a sice tak, že na přivrácené straně (den, na obrázku vlevo) je stlačena a siločáry magnetického pole jsou uzavřené křivky, zatímco na odvrácené straně (noční strana, na obrázku vpravo) se vytváří dlouhý ohon magnetosféry, který zasahuje hluboko do meziplanetárního prostoru (až 600 000 km). Sluneční vítr obtéká Zemi a v oblastech pólů se mohou částice dostat do oblasti ionosféry. Uvolněná energie ve formě světla je ze zemského povrchu pozorována jako nádherná podívaná – polární záře.

Působení slunečního větru na zemskou magnetosféru a vznik polární záře „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/images/large/magnetic_clean 2_prev. jpg

Koronální výtrysk hmoty (CME) Koronální výtrysky hmoty neboli CME, jsou obrovské bubliny, složené z miliard tun plazmatu z koróny. Postupující CME strhává pomalejší sluneční vítr a vytváří rázovou vlnu, která může zvýšit energii částic v bublině až do oblasti ultrafialového záření. CME často nastávají po slunečních erupcích, ale mohou se objevit také samostatně. http: //astronomia. zcu. cz/hv ezdy/slunce/750 -koronalnivytrysk-hmoty-cme Obdobně jako u slunečních erupcí je pro člověka důležité sledování a předpověď CME, zvláště proto, že škody způsobené CME jsou mnohonásobně větší. V současné době využíváme sondu SOHO pro zjištění, že CME opustila Slunce. CME trvá jeden až tři dny než dosáhne Země. Sílu, s jakou zasáhne zemskou magnetosféru, můžeme předpovědět asi hodinu předem, kdy CME prochází kolem sondy SOHO. Největší škody pro Zemi způsobuje CME s jižní magnetickou polaritou. CME stlačí a zmenší šířku zemské magnetosféry, čímž vystaví satelity účinkům jeho nabitých částic. Na noční straně Země poté může dojít k rekonexi (přepojení) zemského magnetického pole s meziplanetárním, čímž se uvolní do atmosféry obrovské množství energie. Tato energie může způsobit výpadek pozemských energetických sítí či znemožnit rádiovou komunikaci. V současné době neumíme CME předpovědět, ale dokážeme s 80% pravděpodobností určit, zda nově vzniklé CME

Sluneční vítr a zemská magnetosféra „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/Movies/animations. html

Chromosféru můžeme pozorovat buď při zatmění Slunce (tehdy můžeme pozorovat i bleskové spektrum) nebo pomocí spektrohelioskopu nebo pomocí monochromatických filtrů v čarách vodíku či vápníku. „SOHO (ESA a NASA)“: http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/bestofs oho. html

„SOHO (ESA a NASA): http: //sohowww. nascom. nasa. gov/gallery/Movies/flares. html

Další vývoj Slunce http: //astronomia. zcu. cz/hvezdy/slunce/733 -dalsi-vyvoj-slunce Další vývoj Slunce bude velice bouřlivý a jeho důsledkem bude zničení veškerého života na Zemi. Naštěstí je velice pravděpodobné, že se ho lidská civilizace vůbec nedožije, nastane totiž až za 4 či 5 miliard let. Ve věku asi 12 miliard let spálí Slunce v jádru veškeré zásoby vodíku, jádro bude koulí čistého hélia. Slunce se začne rozpínat. Nejprve pohltí Merkur, poté Venuši a je pravděpodobné, že pohltí i Zemi. Zářivý výkon Slunce se mnohonásobně zvětší. Slunce se stane červeným obrem. Sluneční vítr odnese většinu sluneční hmoty. Silou gravitace se jádro začne smršťovat. Po nějaké době zůstane pouze zhroucená středová část o velikosti Země. Jaderné reakce ustanou. Zářivý výkon klesne hluboko pod současný průměr. Ze Slunce se stane bílý trpaslík.

Otázky k zopakování Ø Co nás chrání před nebezpečnými projevy Slunce? Ø Jak vzniká sluneční vítr a co to je? Ø Co způsobuje polární záři a kde ji můžeme pozorovat? Ø Co je CME a jaké může způsobit škody? Ø Jaký bude předpokládaný vývoj Slunce? Ø Jaké znáš projevy sluneční činnosti? Ø Co jsou sluneční skvrny? Ø Jaké nebezpečí nám hrozí od slunečních erupcí? Ø Jak se dělí sluneční atmosféra? Ø Jaký význam má magnetosféra a čím je zapříčiněná?

• většina obrázků a animací je použita ze stránek sondy SOHO (http: //sohowww. nascom. nasa. gov/home. html), které jsou volně použitelné pro nekomerční vzdělávání, pouze s nutností poznámky „SOHO (ESA a NASA)“ • ostatní obrázky a text je použit ze stránek astronomického serveru pedagogické fakulty ZČU v Plzni (http: //astronomia. zcu. cz/), které jsou použitelné pod GNU Free Documentation License