Astronomie

RNDr. Zdenk Moravec, Ph.D.katedra fyziky PF UJEP

Slunen soustavaSluncePlanety a jejich mscePlanetkyKometyMeteoroidyTransneptunick tlesaVznik slunen soustavyVzkum slunen soustavy pomoc sond

SlunceSOHO 3.9.1999

Co je SlunceSlunce je hvzda obrovsk koule havch plyn, kter svt vlastnm svtlemLtka je dky vysokm teplotm pln ionizovna je plazmou Centrln tleso slunen soustavystedn vzdlenost AU = 1,4959787.1011 m (asi 150 mil. km). Poprv Cassini (1671) mil tuto vzdlenost triangulac, dnes se men provd mnohem pesnji pomoc radarovch odraz.

Zkladn daje o Sluncipolomr R = 6,9598.108 m, tj. 109 krt vt ne Zemhlov prmr 1920" = 32' 1" na povrchu Slunce odpovd tedy 725 kmhmotnost M = 1,989.1030 kg, 300 000 krt vce ne Zemstedn hustota = 1 409 kg.m-3slunen konstanta S = 1 368 W.m-2. Ozen mme pyrheliometrem, musme vak pstroj umstit nad atmosfru

Zkladn daje o Sluncizivost (celkov ziv vkon) L = 3,854.1026 W plyne ze slunen konstanty.hvzdn velikost zdnliv m = 26,74m, absolutn M = +4,83mefektivn teplota Teff = 5780 K, je definovna vztahem L = 4R2Teff4 perioda rotace - P = 25,38 d. Slunce nerotuje jako pevn tleso, na rovnku se ot rychleji (24,7 d) ne na plech (34 d), co je tzv. diferenciln rotace

St Sluncet = 4,55.109 let. Tuto dobu meme urit radioaktivnm datovnm meteorit, pokud pedpokldme, e jejich kondenzace probhla piblin ve stejn dob jako vznik Slunce. Pro datovn se pouv 238U (poloas rozpadu 4,5.109 let), 232Th (1,4.1010 let) nebo 87Rb (4,8.1010 let), kter se rozpad na 87Sr. M se relativn zastoupen 87Sr / 86Sr.

Chemick sloen Slunce zastoupen vodku X = 0,71zastoupen hlia Y = 0,27zastoupen ostatnch prvk Z = 0,02 (metalicita) X + Y + Z = 1

Slunen spektrumspojit odpovd spektru absolutn ernho tlesa o teplot 5780 K. obsahuje absorpn ry (Fraunhoferem 1815)Nejvraznj ry: H, H Balmerovy srie vodku, sodkov dublet, H a K Ca II, telurick ry vznikajc pi prchodu zen atmosfrou Zem. UV st spektra: dominuj ry magnzia a Lymanovy srie vodkuIR obor: Paschenovy srieSlunce za t v rentgenovm, gama a rdiovm oboruSpektrln tda Slunce je G2V, je to lut trpaslk, hvzda hlavn posloupnosti na H-R diagramu

Nitro Sluncejdro - centrln oblast Slunce. Teplota 1,3.107 K, tlak 2.1010 Pa. Probhaj zde termonuklern reakce, kter jsou zdrojem energie Slunce. zna ziv rovnovhy - oblast 0,35 a 0,7 polomru Slunce, kde je nejefektivnj penos energie zenm. konvektivn zna - oblast sahajc od 0,7 polomru Slunce a k jeho povrchu, kde se energie pen konvekc, tj. proudnm. Hork plazma stoup na povrch, kde se ochlad a kles do nich vrstev. Viditelnm projevem konvekce je granulace.

Stavba Slunce

Atmosfra Sluncefotosfra - nejni vrstva slunen atmosfry, tlust jen 300 km, viditeln povrch Slunce. Ve fotosfe je pozorovna granulace, slunen skvrny, fakule. chromosfra - vrstva slunen atmosfry nad fotosfrou, tlust asi 2000 km. Teplota se postupn mn od 6000 K ve fotosfe do 106 K pi pechodu do korny v tzv. pechodn vrstv siln jen nkolik set km. Chromosfra je dobe pozorovateln v arch H a Ca II. M typickou vlknitou strukturu - tzv. chromosfrick s. Jej vznik souvis se supergranulemi a tomu odpovdaj i typick rozmry 30 000 km. Nad oblastmi slunench skvrn se v tto vrstv pozoruj slunen erupce, Proudy hmoty vyvren z fotosfry do korny se nazvaj spikule.

Atmosfra Sluncekorna - vnj st slunen atmosfry. Je tvoena velmi dkm plynem a prachem. Jas korny je milinkrt slab ne jas fotosfry, proto ji meme pozorovat jen pi plnm zatmn Slunce nebo pomoc koronografu. Hustota vnitn korny je 10-11krt ni ne hustota na atmosfry, teplota dosahuje 106 K. Podle spektra meme rozliit ti sloky korny:K korna vznik rozptylem zen na volnch elektronech. Spektrum je dky velkm Dopplerovskm posuvm spojit. F korna je dsledkem rozptylu svtla fotosfry na stekch prachu okolo Slunce. Protoe se prach pohybuje pomalu, jsou Fraunhoferovy spektrln ry dobe patrn. K a F (bl) korna je pozorovateln v oblasti 2 a 9 slunench polomr. Spektrum E korny je charakterizovan zakzanmi arami vysoce ionizovanch atom. Nejjasnj jsou zelen koronln ra Fe XIV 530,3 nm, erven Fe X 637,4 nm, lut Ca XV 569,4 nm.

Slunen korna pi plnm zatmn Slunce

Slunen vtrProud rychlch elektricky nabitch stic unikajcch z korny do meziplanetrnho prostoru. Skld se pedevm z elektron, proton a z mal pmsi nabitho hlia. V oblasti Zem dosahuje rychlost 250-750 km.s-1Hustota proton v okol Zem je 3 - 20 cm-3Zdrojem proud jsou koronln dry s jejich otevenmi magnetickmi siloarami. Slunce dky vtru ztrc 10-13 sv hmoty za rok

Termonuklern reakceEnergetick vkon Slunce po dobu nkolika miliard let nelze vysvtlit pomoc pomalho gravitanho smrovn ani chemickho hoen, kter by staily jen po miliny let. V vahu pipadaj jen termonuklern reakce. Ty mohou probhat jen pi vysokch teplotch kolem 107 K. V jdru slunce probh pedevm sluovn vodku na hlium v reakci nazvan proton - protonov etzec:1H + p = 2D + e+ + (+1,44 MeV)2D + p = 3He + (+5,49 MeV)3He + 3He = 4He + p + p(+12,85 MeV)Pi vych teplotch hraje pi vzniku hlia dleitou roli uhlkov cyklus (CNO cyklus). Pi teplotch nad 108 K pak dochz ke spalovn hlia na t prvky tzv. 3 procesem

Problm s neutrinyPi termonuklernch reakcch vznikaj neutrina, slab interagujc stice s velmi malm innm prezem (10-46 m2). K jejich detekci se vyuv jadernch reakc, pi kterch vznikaj radioaktivn produkty. Namena asi 1/3 mnostv teoretickhoVysvtlen: oscilace neutrina mezi 3 stavy elektronov , mionov a tau neutrino.

Magnetick pole Sluncepravdpodobn vzniklo se Sluncem. Objevil ho v roce 1908 George Hale ve slunench skvrnch. Vyuil pitom Zeemanova efektu (roztpen spektrlnch ar). Magnetick pole se pepluje s periodou 22 let. plazma je velmi dobr vodi elektiny a magnetick silory jsou v n tzv. "zamrzl". Proto na Slunci pozorujeme mnoho struktur ve tvaru siloar (nap. protuberance, korna) Vdn obor, kter se zabv chovnm plazmy v magnetickm poli, se nazv magnetohydrodynamika. K pozorovn magnetickho pole slou magnetograf.

tvary pozorovan na Sluncigranulace - zrnn ve fotosfe. Rozmry granul jsou 1-2" (103 km)ivotn doba je nkolik minuttypick jsou vertikln rychlosti 103 m.s-1Jedn se o vrcholky vstupnch konvektivnch proud, kter jsou asi o 200 K teplej ne intergranulrn prostor. Proudy zasahuj piblin do takov hloubky, jak jsou jejich horizontln rozmry. Ve vtch hloubkch se nachzej supergranule s typickmi rozmry 35 000 km a horizontlnmi rychlostmi 102 m.s2.

Slunen skvrny

Slunen skvrnytmav msta na povrchu Slunceprvotnm stadiem skvrny je pr, kter vznik rozenm tmavho prostoru mezi granulemi.potlaen konvekce magnetickm polem, kter dosahuje hodnot 103 G. Pr me opt za 1 h zaniknout, nebo se vyvine skvrna s umbrou a penumbrou. ivotn doba skvrn je velmi rozmanit - od nkolika hodin po msce. Nejvt slunen skvrny dosahuj rozmr a 20 heliografickch stup. Skvrny se vyskutuj vhradn v oblasti mezi 5 a 30 heliografick ky. Umbra (stn) se zd velmi tmav, jej teplota je vak 4000 KPenumbra (polostn) obklopuje umbru, m vlknitou strukturu. V nich vrstvch fotosfry proud hmota dovnit skvrny, ve vych ven (Everscheldv efekt).

Slunen cyklusV potu skvrn na Slunci se nejvraznji se projevuje kolsn aktivity s periodou 11 letlze nalzt i periody 80 let, 100 letPoet skvrn charakterizujeme relativnm slem R = 10 g + f, kde f je poet skupin a g poet skupin. V maximu innosti se relativn slo pohybuje okolo 300, v prbhu jednoho slunenho cyklu se skvrny pesouvaj z vych heliografickch ek k rovnku (motlkov diagram). V letech 1645 - 1715 se prakticky dn skvrny nepozorovaly - toto obdob se nazv Maudnerovo minimum.

Slunen cyklus

tvary pozorovan na Sluncifakule - jasnj oblast ve slunen fotosfe. Fakule dosahuje ky 10 000 km a dlky 50 000 km. Prostorov odpovdaj flokulm v chromosfe. ivotnost fakul je tdny a msce. flokule - jasnj st chromosfry. Oblast m sovou strukturu, rozmry a 30 000 km. spikule - proud hmoty vyvren z fotosfry pes chromosfru do korny. ka proudu je asi 1000 km, vka 15 000 km, rychlost hmoty dosahuje 20 - 30 km.s-1. ivotn doba spikul je jen 5 a 7 minut.

Protuberanceoblak relativn hust a chladnj plazmy v korn. pozorujeme je nad okrajem slunenho disku jako jasn tvary nebo v prmtu na disk jako filamenty. Dosahuj vky 15 - 100 tis. km. Klidn protuberance maj dobu ivota a msice. Aktivn, se mn v nkolika minutch a hodinch, souvis s eruptivnmi dji.

Protuberance

Erupcenhl uvolnn magnetick energie na kinetickou energii elektron, proton a iont. Prvodnmi jevy jsou zven toku zen gama, rengenovho, ultrafialovho, viditelnho, rdiov vzplanut, emise stic, poruen meziplanetrnho magnetickho pole.

Erupn smyky: sonda TRACE

Slunce 18. 11. 2002

Koronln vtryskyPstroj LASCO (irokohl spektrometr a koronograf) na sond SOHO zachytil udlost zvanou "coronal mass ejection", ili vtrysk hmoty z korny (zkrcen CME), ze dne 8. 10. 1999. Hmota opout Slunce rychlost 650 000 km/h, co je podprmrn hodnota - ji jsme pozorovali desetkrt rychlej.