SLUNCE

Naše nejbližší hvězda

Slunce je obrovská rotující plynová koule (složená z 70 % vodíku a 28 % hélia), v jejímž nitru probíhají termonukleární reakce (teplota asi 15 milionů °C).

Skládá se z ionizovaného plynu – plazmy.

Nitro Slunce Probíhají zde dílčí termonukleární reakce, které vedou k finální rovnici:

12H + 1

3H ---> 24He + neutron

Při přeměně protonu v neutron se uvolní také neutrino. Neutrino prochází látkami beze změny, nereaguje běžně s jinými částicemi.

Konvekcezde probíhají jaderné reakce,

Energie se šíří ve větších hloubkách k povrchu zářením. (Částice vyšlou foton, jiné ho zase pohltí a získají tak jeho energii.)

V poslední pětině poloměru se šíří konvekcí, stoupáním teplejší plazmy vzhůru a klesáním chladnější dolů.

vystupující teplejší proudy

klesající chladnější plazma

Dynamový jev Dynamový jev nastává vlivem otáčení Slunce (perioda je 28 dní) a vlivem elektrické vodivosti proudící plazmy.

Dynamový jev přeměňuje část pohybové energie plazmy na energii magnetického pole.

Energie magnetického pole je zase zodpovědná za sluneční aktivitu.

Sluneční atmosféra Slunce nemá pevný povrch - jeho povrchovou vrstvu označujeme jako sluneční atmosféru. Skládá se ze tří vrstev:

• Fotosféra – tloušťka asi 300 km

• Chromosféra – nad fotosférou, tlustá asi 10 000 km

• Koróna – nejvyšší vrstva, sahá do vzdálenosti několika slunečních poloměrů

Fotosféra Povrch fotosféry pozorujeme jako

sluneční kotouč, zářící spojitým (bílým) světlem. Z této vrstvy přichází naprostá většina světla, které vidíme. Teplota je zde kolem 5 500 °C.

Pozorujeme v ní sluneční skvrny. Jsou to místa se silným magnet. polem. Zde Lorentzova síla

zachytí nabité částice a zpomalí konvekci. Projeví se to tím, že fotosféra je

v těchto místech chladnější (4 500 °C), a tím i o něco temnější.

Chromosféra Je tvořena velmi řídkým plynem, který je pro většinu světla průhledný. Pozorovatelná je pouze několik sekund během úplného zatmění Slunce. Mimo zatmění ji můžeme pozorovat spektrohelioskopem (pohlcuje světlo určité vlnové délky – odpovídající spektru vodíku)

Koróna

Nejvyšší vrstva sluneční atmosféry. Je tvořena tak řídkým plynem, že je průhledná pro jakékoli světlo. Její slabá záře je vidět pouze při úplném zatmění Slunce, kdy je Měsícem zakryta jasná fotosféra.

Teplota Teplota směrem od středu Slunce (15 milionů °C) klesá a minima dosahuje ve fotosféře (přes 4 000 °C) a pak znovu stoupá. V koróně dosahuje opět několika miliónů °C.

Plazma je ve vyšších vrstvách atmosféry řídká, proto stačí málo energie, aby se její teplota zvýšila. Energie se do koróny dostává vlnami při konvekci a také magnetickým polem.

Sluneční vítr Proudu částic (protony, elektrony, jádra helia), který vlivem vysoké teploty neustále uniká z koróny, se říká sluneční vítr.

Sluneční vítr: - „odfukuje“ ohony komet, aby mířily od Slunce - deformuje zemské magnetické pole - způsobuje vznik polárních září

Sluneční aktivitaPři rotaci Slunce siločáry jeho mag. pole protínají sluneční povrch.

Vyvolávají prudkou sluneční aktivitu, při níž v podobě protuberancí dochází k vyvrhování miliard tun horkého plynu.

Při ještě silnější aktivitě Slunce vysílá do prostoru proudy nabi-tých částic, které mohou způsobit poruchy na dálkovém vedení elektřiny a přerušit šíření radiových signálů.

Když plyny padají zpět ke Slunci rozstřikují se a vytvářejí koronární protuberance.

Sluneční cykly

Počet skvrn na Slunci kolísá v intervalu 11 let. Na počátku cyklu není ve sluneční fotosféře vidět téměř žádná skvrna.

První skvrny se začnou objevovat na severní a jižní polokouli Slunce ve vzdálenosti asi 1/3 od rovníku směrem k pólům.

Staré skvrny postupně mizí a v průběhu několika následujících roků vidíme vznikat stále nové skvrny v oblastech stále bližších k rovníku.V závěrečné fázi cyklu (maximum sluneční činnosti) můžeme pozorovat 100 i více velkých skvrn.

Slunce se otáčí s periodou 28 dní.

Vliv Slunce na Zemi

• Geomagnetické bouře (polární záře)

• Ionizace ionosféry (lepší KV rádiové spojení)

• Vliv na lidský organismus?

• Klima na Zemi