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 II.

Dokončení předchozího článku...

Magnetické pole

Slnko má silné magnetické pole. Celkové magnetické pole Slnka má hodnotu približne 10-4 Tesla, lokálne polia slnečných škvŕn dosahujú až 10-1 T. Väčšina útvarov na jeho povrchu, ako aj slnečná aktivita úzko súvisia s magnetickým poľom. Slnko je magneticky premenná hviezda. Polarita jeho poľa sa mení spolu s 11 - ročným slnečným cyklom. Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorého vzniklo Slnko a ostatné objekty Slnečnej sústavy. Toto pole sa podľa posledných meraní vyskytuje všade na Slnku. Ďalšia zložka celkového magnetického poľa sú tzv. lokálne magnetické polia. Sú veľmi premenlivé a najsilnejšie sú v miestach tzv. aktívnych oblastí. Vznik tohoto magnetického poľa ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: http://oberon.troja.mff.cuni.cz/vp/pages/sluprotub.htm

Rotácia

Všetka hmota na Slnku je vďaka extrémnej teplote v skupenstve plazmy. To umožňuje, aby Slnko rotovalo rýchlejšie na rovníku ako vo vyšších zemepisných šírkach. Tento rozdiel je zapríčinený magnetickým poľom, ktoré tiež spôsobuje erupcie a spúšťa vytváranie slnečných škvŕn a protuberancií. Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnaní s inými hviezdami pomaly. Nakoľko nie je pevným telesom, ani rýchlosť jeho rotácie nie je všade rovnaká. Na rovníku sa Slnko otočí raz za 25,38 dňa, na póloch raz za 36 dní. Toto sa nazýva diferenciálna rotácia. Vnútro Slnka sa otáča ako tuhé teleso jednotnou rýchlosťou jedna otáčka za 27 dní. Toto je len synodická doba rotácie, čiže rotácia, ktorá berie do úvahy aj rotáciu Zeme. Voči nehybnému objektu sa Slnko otočí okolo svojej osi priemerne raz za 25,38 dňa - siderická rotačná doba.

Obeh Slnka

Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore pohyb. Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne Mliečnu dráhu vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov od jej stredu za 226 Ma (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch. Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kružnici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva galaktický rok. Slnko má zhruba 15 až 20 galaktických rokov, čiže od svojho vzniku absolvovalo už 15 až 20 obehov.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech)

Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním. Následkom týchto procesov je zmena magnetického poľa a zmena množstva vyvrhovaných častíc do okolitého priestoru. Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú slnečný vietor. Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. koronálne diery. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.

V perióde slnečného cyklu sa mení tiež celkové množstvo jeho žiarenia - celkové vyžarovanie, nazývané tiež nesprávne aj slnečná konštanta. Táto hodnota však nie je konštantná. Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×106, celý povrch Slnka 3,826×1026 J. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do 800 km/h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na družice a astronautov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje geomagnetické búrky, ktoré majú za následok poruchy navigácie, výpadky bezdrôtového spojenia, prípadne výpadky elektrického prúdu. Slnečná aktivita sa mení v závislosti od slnečného cyklu. Stredná dĺžka slnečného cyklu je 11 rokov. Tento cyklus má asymetrický tvar: nábeh cyklu do maxima trvá približne 4 roky, jeho pokles k minimu je kratší - 7 rokov. Jeho najviditeľnejším prejavom sú slnečné škvrny. V čase slnečného minima sa na Slnku takmer nevyskytujú, v maxime je ich zase veľké množstvo. Maximá výskytu škvŕn nie sú rovnaké, pretože ich prekrýva druhý, 80-ročný slnečný cyklus. Ďalším prejavom slnečnej aktivity sú protuberancie.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: Courtesy Mausumi Dikpati, Giuliana de Toma, Peter Gilman, Oran White, and Charles Arge

Protuberancie

Protuberancie sú gigantické výrony plynu do slnečnej atmosféry, ktoré môžu nadobudnúť tvar slučiek. Protuberancia je plazmový objekt nachádzajúci sa v atmosfére Slnka. Môže mať rôzný vzhľad, výšku, štrukúru a životnosť. Vyskytuje sa v chromosfére a koróne. Jedná sa o pomerne chladné a husté výrony do slnečnej atmosféry. Možno ich pozorovať po okrajoch slnečného disku napr. pri zatmení Slkna. Ak sa protuberancie premietajú na slnečný disk, pozorujeme ich ako tmavé pásy - filamenty.

Protuberancie môžu byť:

  • pokojné - majú dlhú životnosť, hmota prúdi pomaly, často končia svoju existenciu výronom koronálnej hmoty
  • aktívne - ich veľkosť a tvar sa menia v relatívne krátkom čase, ich materál neuniká do medziplanetárneho priestoru

Slnečná erupcia je masívna explózia v slnečnej atmosfére s energiou ekvivalentnou miliarde megaton, šíriaca sa rýchlosťou milión km za hodinu (0,05% rýchlosti svetla), niekedy aj omnoho rýchlejšie.

Je známe, že erupcie na Slnku ovplyvňujú elektromagnetické prenosy na mnohých pozemských komunikačných zariadeniach, vrátane počítačov, mobilných telefónov, pagerov a automobilov. Môžu sa nachádzať v slnečnej koróne a chromosfére a zohrievať plazmu na desiatky miliónov kelvinov a zrýchľovať elektróny, protóny a ťažšie ióny na rýchlosti blízke rýchlosti svetla. Produkujú elektromagnetické žiarenie celého elektromagnetického spektra na všetkých vlnových dĺžkach od dlhých rádiových vĺn po najkratšie gama žiarenie.

Väčšina slnečných erupcií sa nachádza v okolí slnečných škvŕn, kde vychádza silné magnetické pole zo slnečného povrchu do koróny. Energia erupcií sa kumuluje obyčajne niekoľko hodín alebo dní, ale väčšine erupcií trvá iba niekoľko minút uvoľnenie ich energie. Hviezdne erupcie sa pozorovali aj na mnohých iných hviezdach.

Ilustrační foto...
Obr.: Zdroj: NASA: TRACE

Frekvencia výskytu erupcií sa mení od niekoľkých za deň po menej ako jednu za týždeň.Slnečná škvrna je tmavé miesto vo fotosfére Slnka. Má nepravidelný kruhový tvar a silné magnetické pole. Sú najznámejším prejavom slnečnej aktivity. Veľké slnečné škvrny majú dlhú životnosť a sú viditeľné voľným okom. Niektoré menšie majú životnosť len pár hodín, väčšie až niekoľko mesiacov.Škvrny vznikajú v tých miestach fotosféry, kde je znížená lokálna intenzita magnetického poľa, ktoré potláča konvekciu. Jej dôsledkom je nižšia teplota až o niekoľko sto Kelvinov, ako v okolitej fotosfére. Preto škvrny vyzerajú byť tmavšie, ako ich okolie, hoci na tmavom pozadí by žiarili jasne oranžovým svetlom. Škvrna je zvyčajne plytká priehlbina v plazme a väčšinou má dve časti: Penumbru a umbru. Umbra, alebo úplny tieň je tmavšia centrálna časť škvrny. Obklopuje ju svetlejšia penumbra. Malé slnečné škvrny (póry) zvyčajne nemajú penumbru. Veľkosť slnečných škvŕn sa pohybuje v rozpätí od 1000 km do niekoľko desiatok tisíc kilometrov.

Škvrny sa väčšinou zjavujú vo dvojiciach s opačnou polaritou magnetického poľa. Miesto ich výskytu a počet zavisí od slnečného cyklu. Sú najstarším pozorovaným prejavom slnečnej aktivity. V minime slnečnej aktivity sa takmer nevyskytujú, v maxime je ich, naopak, veľmi veľa. Graf ich výskytu sa nazýva Motýlikovitý diagram. Podľa počtu slnečných škvŕn a ich skupín sa vyjadruje Wolfovo číslo, ktoré súčasne charakterizuje slnečnú aktivitu. V spektre slnečných škvŕn sa v dôsledku nižšej teploty objavujú aj neutrálne atómy.


Slnko vo faktoch I

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
Instantní pozorovatelna 34
Ilustrační foto...
COROT objevil první exoplanetu
Ilustrační foto...
Když diskoška, tak diskoška...
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 25
Ilustrační foto...
Sluneční piha II
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