Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Slnko vo faktoch I

Slnko je naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe. V niekoľkých pokračovaniach vám prinášame vysvetlenie základných pojmov s ním súvisiacich.

Slnko je hviezda našej planetárnej sústavy, čiže je naša najbližšia hviezda. Planéta Zem obieha okolo Slnka. Je to naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe. Gravitačné pôsobenie Slnka udržiava objekty slnečnej sústavy na obežných dráhach okolo Slnka. Jeho energia je nevyhnutná pre život na Zemi. Svetlo z neho letí na Zem približne 8 minút a 20 sekúnd. Slnečná energia je základom takmer všetkých procesov prebiehajúcich na jej planétach a teda aj na Zemi. Od slnečnej energie nevyhnutne závisia podnebie, počasie, teplota, slnečný príliv a odliv a tiež všetky formy života na Zemi.

Zemská atmosféra neprepúšťa celé spektrum slnečného žiarenia, iba všetky vlnové dĺžky viditeľného svetla, časť ultrafialového žiarenia, časť infračerveného a časť rádiového žiarenia. Slnečná energia je nevyhnutné pre fotosyntézu rastlín a zrakovú orientáciu živočíchov. Ultrafialové žiarenie najviac podmieňuje tvorbu vitamínu D v koži človeka, väčšinou však má nepriaznivé mutagénne účinky. Od zdanlivého pohybu Slnka sa odvodzuje tiež pravý slnečný čas, ktorého upravená hodnota - stredný slnečný čas je základom merania času v bežnom živote.

Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso našej slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000 - násobne väčší objem. Zahŕňa v sebe až 99,8 % hmoty slnečnej sústavy. Je to obrovská rotujúca plazmová guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou, ako hustota vody. Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narastá. Je to tiež pomerne obyčajná hviezda Mliečnej dráhy patriaca k jej diskovej populácii. Jeho hmotnosť a svietivosť je však väčšia ako priemer hviezd nachádzajúcich sa v Mliečnej dráhe, ktorý sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemer hmotnosti a svietivosti hviezd v Galaxii tvoria červení trpaslíci. Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda.

Slnko je hviezda hlavnej postupnosti, spektrálnej triedy G2, čo znamená, že je to žltá hviezda.Hoci Slnko vyžaruje žiarenie v celom elektromagnetickom spektre, najintenzívnejšie vyžarovanie má na vlnovej dĺžke 501 nm, čiže biele svetlo. Slnko je takmer dokonalá guľa so sploštením približne 11 milióntin, čo znamená, že polárny priemer sa líši od rovníkového iba o 10 km. To je čiastočne preto, že odstredivý efekt slnečnej rotácie je 18 miliónov krát slabší ako príťažlivosť na povrchu (na rovníku).

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: www.rejskova.webolomoucko.cz

Slnečná atmosféra - heliosféra

Jadro Slnka je centrálna časť Slnka, v ktorej prebiehajú termojadrové reakcie. Vzniká tu všetka energia Slnka. Jadro Slnka siaha od stredu do vzdialenosti asi 175 tisíc kilometrov. Jeho teplota v strede sa odhaduje na 14 000 000 až 20 000 000 K, na okraji asi 7 000 000 kelvinov. Jeho tlak sa odhaduje na 150×109 atmosfér. Hustota vonkajšej časti jadra je asi 20 g/cm3, kým vo vnútornej časti je to až 150 g/cm3. Tvoria ho hlavne voľné jadrá vodíka, hélia a elektróny. Nie je presne známe, akou rýchlosťou jadro Slnka rotuje, nakoľko Slnko má diferenciálnu rotáciu. Jedna teória hovorí, že doba rotácie môže byť 11 dní. Jadro Slnka je zdrojom jeho energie. Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia. To je vyžarované do okolitej vrstvy žiarivej rovnováhy.

Oblasť žiarivej rovnováhy alebo vrstva žiarivej rovnováhy je vnútorná časť Slnka, ktorá leží medzi jadrom a konvektívnou vrstvou. Rozprestiera sa vo vzdialenosti od 175 tisíc až po 490 tisíc kilometrov od stredu Slnka. Jej teplota je v rozsahu približne 7 - 2 milióny Kelvinov. Oblasť žiarivej rovnováhy je tvorená slnečnou plazmou.

V tejto časti Slnka už nie sú teplota a tlak dostačujúce na to, aby dochádzalo k termojadrovým reakciám. V tejto oblasti už nijaké žiarenie nevzniká, ale prenáša sa od jadra smerom k povrchu Slnka. Tento prenos energie je veľmi pomalý. Napriek tomu, že fotóny sa pohybujú rýchlosťou svetla, neustále sú absorbované a emitované okolitou hmotou. Preto trvá tisíce až milióny rokov, kým cez túto oblasť prejdú. Neustálym pohlcovaním a absorbovaním zároveň klesá ich vlnová dĺžka. Do vrstvy žiarivej rovnováhy všetky fotóny vstupujú vo forme gama žiarenia, ale len veľmi málo sa ich vo forme gama žiarenia „pretlačí“ až na povrch. Ostatné sa počas prechodu touto vrstvou zmenia na röntgenové žiarenie, ultrafialové žiarenie, svetlo, infračervené žiarenie alebo rádiové žiarenie. Energia, ktorú tieto fotóny strácajú sa mení na tepelnú energiu častíc vrstvy žiarivej rovnováhy. Množstvo energie obsiahnutej vo vrstve žiarivej rovnováhy je také veľké, že keby aj termojadrové reakcie Slnka zrazu prestali, Slnko by ostalo svietiť ešte niekoľko miliónov rokov. Hustota na dne tejto vrstvy je 20 g/cm3, na hornej hranici je to asi 0,2 g/cm 3.

Tachoklíma je medzivrstva. Táto pomerne tenká vrstva bola objavená meraniami družice SOHO. Predpokladá sa, že tu sa generuje magnetické pole Slnka. Dochádza tu tiež k zmene rýchlosti prúdov plazmy a zmene rotačnej rýchlosti.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: astro-web.ic.cz

Konvektívna zóna je najvrchnejšia časť vnútra Slnka a začína asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka. Energia sa z vnútorných oblastí do vonkajších prenáša prúdením - konvekciou. Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína. Má teplotu 2 000 000 až 6 000 K.

Fotosféra je to oblasť, v ktorom objekt, napríklad hviezda, prestáva byť priehľadný. Pretože hviezdy sú plynné gule, nemajú pevný povrch, avšak existuje hĺbka, v ktorej plyn prestáva byť priehľadný pre fotóny a táto oblasť je pozorovateľná ako povrch hviezdy.Najlepšie preskúmaná je slnečná fotosféra. Celý jej povrch pokrývajú stúpajúce a klesajúce prúdy plazmy. Tento jav sa nazýva granulácia.

Slnečná fotosféra má hrúbku (podľa rôznych zdrojov) 200 až 500 km, je to teda, v porovnaní s inými časťami Slnka, veľmi tenká vrstva. Hneď pod ňou sa nachádza konvektívna zóna a nad ňou chromosféra. Priemerná teplota fotosféry sa pohybuje od 5 500 do 6 000 Kelvinov, čiže je to najchladnejšia vrstva Slnka. V oblastiach slnečných škvŕn to môže byť len 4 000 Kelvinov. Preto chladnejšie škvrny vyzerajú v porovnaní s okolitou fotosférou tmavšie. Vo fotosfére sa okrem slnečných škvŕn a granúl vyskytujú aj supergranuly, obrie cely a fakuly.Fotosféra skutočne emituje až 99% žiarenia Slnka. Jej spektrum je spojité a náchádzajú sa v ňom tmavé čiary - Fraunhoferove čiary.

Chromosféra je tenká vrstva slnečnej atmosféry hneď za fotosférou, široká asi 10 000 km, teda približne ako priemer Zeme. Je viac transparentná ako fotosféra. Za normálnych okolností nie je pozorovateľná, pretože nie je taká výrazná ako fotosféra, je však pozorovateľná pri úplnom zatmení Slnka alebo pomocou spektroskopu.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: cs.wikipedia.org; autor: Luc Viatour

Má červenkastú farbu, pretože maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare H-alfa, čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Pri prechode svetla chromosférou sa tvoria absorbčné čiary. Teplota chromosféry sa pohybuje od 6 000 do 20 000 Kelvinov. Jej hrúbka je 2 000 až 10 000 kilometrov, závisí od polohy a od fázy slnečného cyklu. V chromosfére sa vyskytujú spikuly, flokuly, fibrily, erupcie a protuberancie. Nad chromosférou sa nachádza koróna.

Prechodová oblasť (v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry. Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou). Táto vrstva sa skúma hlavne v ultrafialovej časti spektra.

Koróna je jasná plazmová slnečná atmosféra siahajúca milióny kilometrov do vesmíru, najľahšie viditeľná počas úplného zatmenia Slnka alebo pomocou koronografu.Koróna je najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Je stokrát teplejšia než fotosféra. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna Kelvinov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére je práve prechodová oblasť.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: http://hvezdarna.plzen-city.cz/zatmeni/2006_uplne/Polak/korona/korona.html; Autor: Jiří Polák

Koróna je teda veľmi horúca, ale aj veľmi riedka. Siaha milióny kilometrov do kozmu. Podľa niektorých zdrojov je hranicou vrchnej koróny až heliopauza. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných erupciách. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú výrony koronálnej hmoty alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). Tieto výrony majú za následok zvýšený tok častíc slnečného vetra a s tým spojené následky ako magnetické búrky alebo polárnu žiaru.

Za zdruzenie Solar

Kristian Molnar

| Zdroj: www.wikipedia.sk IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Online přenos ze startu sondy Phoenix
Ilustrační foto...
Poslední tečka za Venuší
Ilustrační foto...
O svícení 62
Ilustrační foto...
Objevte si kometu!
Ilustrační foto...
Stručně z kosmonautiky XXXII
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691