SLUNCE ZKLADN CHARAKTERISTIKA STRUKTURA VNJ PROJEVY Zkladn charakteristika

SLUNCE ZÁKLADNÍ CHARAKTERISTIKA STRUKTURA VNĚJŠÍ PROJEVY

Základní charakteristika Slunce ● Slunce vzniklo asi před 4, 6 miliardami let a bude svítit ještě dalších 5 až 7 miliard let. Střed galaxie Galaxie Mléčná dráha ● Slunce je hvězdou průměrné velikosti. Slunce Rameno Persea ● Obíhá okolo středu Mléčné dráhy, leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie přibližně 30 000 světelných roků od jejího středu. ● Oběh trvá přibližně 226 milionů let.

Hmotu Slunce tvoří Ø převážně vodík, v menší míře helium a stopové množství dalších prvků. Energie vyzařovaná Sluncem vzniká Ø při termonukleárních reakcích v jeho jádru Ø každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii, kterou z 96 % tvoří elektromagnetické záření (nezbytný předpoklad pro všechny formy života na Zemi)

STRUKTURA SLUNCE Vrstva v zářivé rovnováze spikule chromosféra protuberance sluneční skvrny fakule jádro fotosféra Konvektivní zóna erupce

JÁDRO Ø je centrální oblast, ve které probíhají jaderné reakce Ø je energetickým zdrojem nejen Slunce, ale i celé Sluneční soustavy Ø Jádro Slunce se rozpíná od středu do vzdálenosti 175 000 km Ø zabírá pouze 2 % objemu Slunce, ale obsahuje 60% jeho hmotnosti Ø V tomto dokonalém reaktoru Ø má hustotu stokrát větší než voda probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku a teplotu 15 milionů kelvinů. na hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů.

VRSTVA V ZÁŘIVÉ ROVNOVÁZE Ø Obklopuje jádro, je široká asi 500 000 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 VRSTVA Ø Proudy horké sluneční proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Ø Šířka tohoto pásma je asi 200 000 kilometrů, energie se v této vrstvě předává prouděním. FOTOSFÉRA Ø je viditelný povrch Slunce o teplotě asi 6000 K Ø tvoří kypící oceán žhavého plynu o tloušťce 500 km Ø typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny a protuberance (oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli)

CHROMOSFÉRA Ø je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře Ø Teplota chromosféry roste směrem od Slunce Ø Typickými útvary jsou například chromosférické erupce – náhlá zjasnění v chromosféře. KORÓNA Ø Je jakási řídká horní atmosféra Slunce nad chromosférou, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Ø Teplota koróny v blízkosti Slunce je asi 1 500 000 K ( je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 800 K)) Ø Koróna je zahřívána především rozpadem magnetoakustických vln šířících se plazmatem. Ø je pozorovatelná i pouhým okem při úplném zatmění Slunce.

VNĚJŠÍ PROJEVY SLUNCE Protuberance Ø jsou výtrysky sluneční hmoty desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce Ø jejich tvar kopíruje silokřivky lokálního magnetického pole Sluneční erupce Náhlá zjasnění ve fotosféře a chromosféře doprovázená výrazným uvolněním hmoty a energie.

Sluneční skvrny Ø poprvé byly pozorovány v roce 1611 Ø jsou asi o 1 500° C chladnější než zbytek fotosféry, proto vypadají tmavě vzhledem ke svému oslňujícímu okolí Ø vyskytují se většinou ve skupinách, měří až do 100 000 km Ø trvání slunečních skvrn se pohybuje od několika hodin až po několik týdnů Ø Celkový počet stoupá a klesá během jedenáctiletého cyklu

Sluneční vítr Ø šíří se z koróny ven do kosmického prostoru Ø je označení proud nabitých i neutrálních částic, vyvrhovaných ze Slunce Ø intenzita slunečního větru se mění v závislosti na sluneční činnosti a ovlivňuje heliosféru (oblast sahající až do vzdálenosti 15 miliard km Ø v oblasti Země dosahují částice rychlosti mezi 300 km/s – 800 km/s Ø částice při styku se zemskou atmosférou vyvolávají polární záře a jsou zdrojem poruch magnetického pole Země

Magnetické pole Slunce je ovlivněno rotací Slunce. Silokřivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Přibližně po jedenácti letech dochází k přepólování pole. Tuto jedenáctiletou periodu sleduje také sluneční aktivita (například počty skvrn). Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova – 130 g/cm 3) a směrem k povrchu klesá až na 0, 001 g/cm 3. 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. Perioda rotace klesá z 25 dnů na rovníku na 35 dnů v blízkosti pólů.

Slunce je naší nejbližší hvězdou. Střední vzdálenost od Země je 149 600 000 km. Sluneční záření ovlivňuje celou sluneční soustavu. Bez Slunce by neexistovaly planety, ani život na Zemi.

CHARAKTERISTIKA SLUNCE v číslech Slunce Hmotnost [ kg] Rovníkový poloměr [km] Porovnání se Zemí 1, 989. 1030 330 000 x 695 990 109 x Objem 1 300 000 x Gravitační zrychlení [m/s 2 ] 275 28, 1 x Úniková rychlost [km/s] 618 55, 4 x Teplota povrchu [K] 5770 Teplota v centru [K] 15 600 000 Střední vzdálenost od Země [km] Stáří [roky] 149 600 000 4, 57. 10 9 Rotace na rovníku [dny] 25 Rotace na pólech [dny] 36

TEST před 4, 5 miliardami let 1. Kdy vzniklo Slunce? ____________ 2. Jaké označení se používá pro povrch Slunce? fotosféra _________________ 15 milionů °C (K) 3. Jaká teplota je v jádře Slunce? _______________ asi 150 000 km 4. Jak vzdálené je Slunce od Země? ______________ Mléčná dráha 5. Do jaké galaxie patří Slunce? _______________

A co nás čeká příště? Začínáme pouť po planetách naší sluneční soustavy.

. . . a malý bonus na závěr KLIKNĚTE