SLUNEČNÍ SOUSTAVAI.

12. května 2013 VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM

Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava Víchová.Obchodní akademie a Střední odborná škola logistická, Opava, příspěvková organizace.

Materiál byl vytvořen v rámci projektu OP VK 1.5 – EU peníze středním školám,registrační číslo CZ.1.07/1.5.00/34.0809.

Sluneční soustavu tvoří:

• hvězda – Slunce

• 8 planet

• 5 trpasličích planet

• 150 měsíců, především u planet Jupiter, Saturn, Uran a Neptun

Sluneční soustava

dále

Sluneční soustava

dále

Obr.1

• je hvězda, která obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti 25 000 až 28 000 světelných let

• jeho oběh trvá asi 226 miliónů let

• od Země je vzdálené 150 miliónů km (1AU – astronomická jednotka)

• je to naše nejbližší hvězda

• světlo ze Slunce na Zem dorazí za 8 minut a 19 sekund

• má hmotnost 1,9891 . 10 30kg (333 000x těžší než Země)

• má povrch 6,09.10 12 km2 (109x větší než povrch Země)

Slunce – základní informace

dále

• má hustotu 1408 kg/m3

• povrchová teplota je 5780 K, teplota korony je 5 mil K a teplota jádra je 13,6 mil K

• gravitační zrychlení na povrchu je 273,95 m/s2 (28x větší než na Zemi)

• jeho průměr je 1 392 020 km

• je staré 4,6 mld. let (hvězda středního věku), bude svítit ještě asi 5 – 7 mld. let

Slunce – základní informace

dále

Obr.2

Struktura slunce

dále

Obr.3

Jádro• probíhají v něm termonukleární reakce

• je tvořeno především volnými jádry vodíku, hélia a volnými elektrony

• v jádru probíhá proton-protonový cyklus slučování lehkých vodíků na hélium

• ze čtyř jader vodíku se v několika etapách vytvoří jedno jádro hélia a 0,7% původních protonů se přemění na energii, každou sekundu se přemění 5 mil tun hmoty na energii

Struktura slunce

dále

Obr.4

Oblast zářivé rovnováhy• leží mezi jádrem a konvektivní vrstvou, ve vzdálenosti 175 000 až

390 000 km od středu Slunce• její teplota 7 – 2 mil K• je tvořena sluneční plazmou, neprobíhají zde termonukleární

reakce, pouze se přenáší záření a energie k povrchu• tento přenos trvá až milióny let• dochází k pohlcování, absorbování energie a přitom klesá energie

fotonů• gama záření se zde přeměňuje na ultrafialové, infračervené,

rentgenové nebo radiové• hustota vrstvy směrem k povrchu klesá od 20g/cm2 po 0,2g/cm2

Struktura slunce

dále

Konvektivní zóna

• je široká asi 200 000 km

• jedná se o nejsvrchnější vrstvu Slunce (podobá se hrnci s teplou vodou)

• dochází zde k absorpci záření

• studenější hmota se vrací směrem k jádru a teplejší postupuje směrem k povrchu, jedná se o přenos tepla prouděním neboli konvekcí

• můžeme pozorovat tzv. granule (bubliny horkého plynu), neboli supergranule

Struktura slunce

dále

Granule

• mají velikost 200 – 1000 km a jsou nepravidelné• pohybují se rychlostí asi 1km/s a zanikají v několika minutách• mezi prostorem a granulemi je teplotní rozdíl 100 – 300 K• prostor mezi granulemi se nazývá póry (póry mají nižší teplotu a jsou

tmavší)• póry lze dobře pozorovat, později se rozpustí nebo se stanou skvrnami

Supergranule

• vznikají spojením granulí• jsou větší a dosahují velikosti 25 000 km• déle vydrží – až celý den• pohybují se menší rychlostí než granule – 500 m/s

Struktura slunce

dále

Struktura slunce

dále

Obr.5

Fotosféra• Je povrch Slunce pozorovatelný ze Země

• má tloušťku 200 – 500 km

• má teplotu 5500 – 6000 K

• jsou v ní nápadné sluneční skvrny a protuberance

Sluneční skvrny• mají teplotu 4000 K

• příčinou nižší teploty je místní porušení magnetického pole slunce

• mohou být velké v průměru od několika 100 – 20 000 km

• životnost může být od několika hodin po několik měsíců

Struktura slunce

dále

Struktura slunce

dále

Obr.6

Protuberance

• jsou jasný oblak plazmatu vybíhající z povrchu např. v podobě smyček

• oproti koroně má protuberance chladnější plazma

• životnost je od několika hodin (aktivní) po mnoho dní (klidné)

• mohou být dlouhé několik 1000 km

Struktura slunce

dále

Struktura slunce

dále

Obr.7

Chromosféra• je jasně červená vrstva nad fotosférou• je tenká vrstva sluneční atmosféry o tloušťce 10 000 km• za normálních okolností není pozorovatelná• lze pozorovat pouze při úplném zatmění Slunce nebo spektroskopem• teplota této vrstvy je 2000 – 6000 K

Korona• jasně zářící okolí Slunce• je pozorovatelná pouze při úplném zatmění Slunce nebo koronografem• tvoří ji žhavé plyny unikající z fotosféry• teplota v koroně je o tři řády větší než na povrchu Slunce• je velice řídká

Struktura Slunce

dále

Struktura Slunce

dále

Obr.8Obr.9

Koronograf

• Je dalekohled umožnují pozorovat sluneční koronu a protuberance

Struktura Slunce

dále

Obr.10

Rotace

• hmota Slunce je v podobě plazmy

• slunce rotuje na rovníku rychleji než v oblastech dále od rovníku

• na rovníku se Slunce otočí jednou za 25,38 dne a na pólech za 26 dní

• vnitřek Slunce se otáčí jako hmotné těleso stejnou rychlostí, otočka trvá 27 dní

• tyto hodnoty jsou počítány vzhledem k Zemi

Fyzikální pohyby Slunce

dále

Pohyb Slunce v galaxii

• vzhledem k ostatním tělesům Sluneční soustavy se skoro nepohybuje

• obíhá kolem galaktického jádra, rychlostí 250 km/h

• doba jednoho oběhu trvá 226 mil let (galaktický rok)

• dráha Slunce není ani kruhová ani eliptická, jedná se o složený pohyb po tzv. galaktických epicyklech

Fyzikální pohyby Slunce

dále

• hodnota magnetické indukce magnetické pole Slunce je 10-4 T (magnetická indukce magnetické pole Země je

10-5 T)

• v místě slunečních skvrn je magnetická indukce menší, 10-1 T

• polarita pólů a orientace magnetických siločar se mění v závislosti na slunečním cyklu (nejčastěji 11 letém cyklu)

• V maximu cyklu je magnetické pole složité

• magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu

Magnetické pole

dále

Magnetické pole

dále

Obr.11

• Slunce je skoro dokonalá koule se zploštěním na pólech

• barva (z pohledu ze Země) se mění podle stavu atmosféry a v průběhu dne

• jako červené ho vidíme při východu a západu, neboť molekuly vzduchu absorbují kratší vlnové délky - modré světlo

• při východu nebo západu se nám Slunce může zdát šišaté, neboť v hustší atmosféře je zkreslen tvar

• slunce emituje záření v celém elektromagnetickém spektru, ale nejintenzivněji ve vlnové délce 501 nm - modrozelené barvě

Tvar a barva Slunce

dále

Tvar a barva Slunce

dále

Obr.12

• je řada dynamických jevů, které probíhají v omezeném čase na slunečním povrchu nebo těsně pod ním

• následkem je změna množství vyvrhovaných částic (slunečního větru) do okolního prostoru

• sluneční vítr obsahuje protony, alfa částice a elektrony

• sluneční vítr interaguje s magnetickými póly planet, způsobuje ionizaci zemské atmosféry (polární záře), poruchy příjmu krátkých rádiových vln a kolísání a výpadky v elektrické síti

Sluneční aktivita

konec

POUŽITÁ LITERATURA

ŠTOLL, Ivan. Fyzika pro netechnické obory SOŠ a SOU. Praha: Prometheus, 2003. ISBN 80-7196-223-6

CITACE ZDROJŮ

Obr. 1 MAGNUS MANSKE. Soubor:NovaSlunecniSoustava.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 April 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/NovaSlunecniSoustava.jpg

Obr. 2 OLIVERBEATSON. Soubor:Solar Life Cycle cs.svg: Wikimedia Commons [online]. 23 April 2010 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b1/Solar_Life_Cycle_cs.svg

Obr. 3 KELVINSONG. File:Sun poster.svg: Wikimedia Commons [online]. 27 December 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Sun_poster.svg

Obr. 4 CMGLEE. Soubor:FusionintheSun.svg: Wikimedia Commons [online]. 25 February 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg

Obr. 5 SHIZHAO. Soubor:Granules.jpg: Wikimedia Commons [online]. 5 July 2004 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/Granules.jpg

Obr. 6 NASA. Soubor:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 December 2006 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg

CITACE ZDROJŮ

Obr. 7 NASA. Soubor:Solar prominence from STEREO spacecraft September 29, 2008.jpg: Wikimedia Commons [online]. 29 September 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/42/Solar_prominence_from_STEREO_spacecraft_September_29%2C_2008.jpg

Obr. 8 LUC VIATOUR. File:Solar eclips 1999 5.jpg: Wikimedia Commons [online]. 11 August 1999 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9f/Solar_eclips_1999_5.jpg

Obr. 9 NASA. File:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg: Wikimedia Commons [online]. 31 August 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e3/Magnificent_CME_Erupts_on_the_Sun_-_August_31.jpg

Obr. 10 NASA. Soubor:LASCO20011001.gif: Wikimedia Commons [online]. 1 October 2001 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/LASCO20011001.gif

CITACE ZDROJŮ

Obr. 11 NASA. Soubor:Magnetic fieldlines on the surface of the sun (simulated image).jpg Skočit na: Navigace, Hledání: Wikimedia Commons [online]. 1997 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/23/Magnetic_fieldlines_on_the_surface_of_the_sun_%28simulated_image%29.jpg

Obr. 12 JERRY SEGRAVES. File:Blackbird-sunset-03.jpg: Wikimedia Commons [online]. 25 April 2006 [cit. 2013-05-12]. Dostupné z: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Blackbird-sunset-03.jpg

Pro vytvoření DUM byl použit Microsoft PowerPoint 2010.

Děkuji za pozornost.

Miroslava Víchová