Slnko - naša hviezda

Prírodné vedy » Fyzika

Autor: ivana123
Typ práce: Referát
Dátum: 21.01.2014
Jazyk: Slovenčina
Rozsah: 4 269 slov
Počet zobrazení: 4 620
Tlačení: 447
Uložení: 434
Slnko - naša hviezda
 
Úvod
Každý z nás by si mal uvedomiť svoje miesto vo vesmíre. Pozorujúc ďalekohľadom oblohu,  získavame osobný vnem krásy z jeho objavovania, vnímame krúživý obeh planét. A uprostred nich sa vyníma práve Slnko. Aj keď je to len obyčajná hviezda z viac ako 200 miliárd hviezd, ktoré tvoria našu Galaxiu, ovplyvňuje všetko dianie na Zemi. A to si uvedomovali ľudia už od nepamäti. Stavali mu chrámy, skladali ódy a hymny, prinášali mu rôzne obete, vrátane ľudí. Slnko bolo pre ľudí božstvom, ktorému sa bolo potrebné klaňať.
Vďačíme mu aj za pravý slnečný čas, ktorého upravená hodnota – stredný slnečný čas je základom merania času v bežnom živote. Už Galileo Galilei tvrdil, že stredom Slnečnej sústavy nie je Zem, ale Slnko. Hoci jeho výpočty a merania sa nedali vyvrátiť, stihol ho za to prísny trest. Aj napriek tomu, alebo práve preto, sa jeho meno hlboko zakorenilo v mysliach ľudstva. Na návrh Medzinárodnej astronomickej únie (IAU) bol rok 2009 všeobecne uznaný za Medzinárodný rok astronómie, keďže uplynulo štyristo rokov od prvého pozorovania ďalekohľadom, uskutočneného práve spomínaným Galileom Galileim. Táto zhoda okolností vyvolala vo mne zvedavosť a o to väčší záujem, pozrieť sa na Slnko trochu inak, a to zblízka.

1 Základné údaje o Slnku
1.1 Umiestnenie a zaradenie Slnka

Slnko je naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe.(viď obrázok č.1) Je to žeravá guľa žiariaceho plynu. Nachádza sa takmer v rovine disku, zhruba v jednej tretine(26 000 ly) od stredu Galaxie na vnútornej strane ramena Orióna. Od jadra Galaxie je Slnko vzdialené 30tisíc svetelných rokov. Slnko obieha okolo jadra Galaxie a jedna otočka mu trvá asi  200miliónov rokov. Je hviezdou hlavnej postupnosti, spektrálnej triedy G2, čo znamená, že je to žltá hviezda.

1.2 Veľkosť Slnka
Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso našej slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000-násobne väčší objem. Veľkosť Slnka však nie je stála. Slnečný priemer sa scvrkáva o meter každú hodinu. Podľa teórie by sťahovanie Slnka mohlo byť prejavom jednej z dlhodobých oscilácií, ktoré vyrovnávajú obrovský výdaj energie.
Slnko je teda také veľké, že by sa doň vmestilo viac než milión Zemí.
Zdanlivá uhlová veľkosť Slnka, ako ho vidíme zo Zeme, je približne pol uhlového stupňa. Pretože planéty obiehajú okolo Slnka v rôznych vzdialenostiach, zdanlivá veľkosť Slnka je na ich oblohách značne odlišná od pozemskej.(viď obrázok č.2 )

1.3 Hmotnosť a hustota Slnka

Slnko obsahuje až 99,8% všetkej hmoty Slnečnej sústavy a váži toľko ako 332 950 zemegúľ.(viď obrázok č.3 ) Hlboko v jadre je hmota podľa prepočtov viac ako 12-krát hustejšia ako olovo, aj keď je stále v plazmatickom stave. Stredná hustota Slnka je iba okolo 1,4násobok hustoty vody–1 408kg.m-3.

1.4 Povrchová teplota

Povrchová teplota Slnka je v priemere 6000°C. Slnečné škvrny sú oblasti s relatívne nižšou teplotou, zatiaľ čo slnečné erupcie sú horúcejšie.

1.5 Energia Slnka

Slnko sa skladá prevažne z vodíka. Vodík pôsobí ako palivo pri vzniku energie, ktorá umožňuje Slnku žiariť. Energia sa vytvára hlboko vo vnútri Slnka. Odtiaľ sa pomaly dostáva na povrch, z ktorého v podobe svetla a tepla vyžaruje do okolia. Svetelný lúč k nám dopadne za necelých 9 minút.(viď obrázok č.4 ) Cesta k nasledujúcej najbližšej hviezde by však trvala 4 roky a 3 mesiace. Slnečná energia je nevyhnutná pre život na Zemi. Od nej závisí podnebie,
počasie, teplota, slnečný príliv a odliv a tiež všetky formy života na Zemi.
2 Vznik a vývoj Slnka Slnko vzniklo asi pred 4,7 miliardami rokov skolabovaním časti dnes už neexistujúceho veľkého vodíkového oblaku obiehajúceho v rovine Galaxie. Bezprostredný impulz k zmršťovaniu oblaku, a teda k vzniku Slnka, bol zrejme výbuch blízkej hviezdy - supernovy. Tá zanechala svoju charakteristickú stopu v chemickom zložení hmloviny, z ktorej Slnko
vzniklo. Ako oblak kondenzuje, látka budúcej hviezdy padá do centra časti oblaku voľným pádom (teplota oblaku je veľmi nízka: -260 °C). Pretože častice v oblasti centra padajú rýchlejšie ako častice z okraja oblaku, začína objekt v centre hustnúť - vytvára sa tzv. globula. Narastajúci tlak plynu vo hviezde začne rýchlu kontrakciu brzdiť a nastane rovnováha. Budúce Slnko má teraz priemer ako je vzdialenosť od Slnka k Jupiteru (5 AU) a objekt sa stáva protohviezdou. Energia uvoľnená z dopadu plynu na protohviezdu sa mení na teplo a tým ju zahrieva. K tomu, aby sa vo vnútri Slnka rozhoreli vodíkové reakcie je treba aby v jeho centre stúpla teplota nad 7 mil. °C. Zmrštením telesa z pôvodne veľmi veľkých rozmerov sa uvoľní veľké
množstvo energie. Táto fáza vývoja hviezdy, teda od veľkého oblaku až do zapálenia termonukleárnych reakcií, trvá asi 50 mil. rokov, čo je 0,5% života Slnka. Medzi tým sa už utvorila Slnečná sústava, ktorá zbavila Slnko nadbytočnej rotácie a umožnila jeho ďalší vývoj. Hneď ako sa Slnko dostatočne zmenšilo, začalo protoplanetárny oblak nahrievať
svojím vlastným žiarením a výrazným spôsobom ovplyvnilo jeho chemické zloženie a rozloženie hmoty v ňom. Neskôr Slnko vstúpilo do etapy rýchlo rotujúcich, vysoko aktívnych hviezd vyznačujúcich sa mimoriadne silným hviezdnym vetrom. Ten vymietol zbytky protoplanetárnej hmloviny, ktoré sa nestačili skoncentrovať do kompaktných telies, t.j. planét
a ich mesiacov.Slnko strávi spaľovaním vodíka okolo 10 miliárd rokov, čiže skoro 90% svojho aktívneho života. Momentálne sa nachádza približne v strede tejto fázy. Energia sa v centre Slnka uvolňuje termonukleárnou reakciou zvanou p-p cylkus, pri ktorej sa premieňa vodík na hélium. Hélium v centre sa priebehom času postupne stláča, čím sa zahusťuje a zahrieva. Od začiatku horenia vodíka do súčasnosti vzrástla centrálna teplota z počiatočných 7 mil °C na dnešných 15,4 mil °C, centrálna hustota vzrástla 2 krát. Obsah vodíka v centre stále klesá, no výkon hviezdy zase stále narastá. Je to tým, že pri narastajúcej teplote a hustote prebieha premena termonukleárna reakcia rýchlejšie. Slnko preto zväčšuje polomer zo začiatočných 90% na dnešných 100%. Odkedy sa Slnko stabilizovalo, neustále mierne zväčšuje svoju veľkosť a výkon. Tieto zmeny boli extrémne mierne a budú pokračovať aj v budúcnosti. Slnko má k dispozícii dostatok jadrového paliva v podobe vodíka, aby svietilo rovnomerne ešte ďalších päť miliárd rokov. Znamená to, že práve na Zemi prežívame stredný vek Slnka. Ale po desiatich miliardách rokov stability sa v Slnku začnú prudké a nezastaviteľné procesy, ktoré ohlásia nástup pokročilého veku a prípadnej smrti hviezdy. Nazrime preto päť miliárd rokov do budúcnosti.

O päť miliárd rokov sa všetok vodík v jadre Slnka premení na hélium a jadrová fúzia sa zastaví. Bez tepla z jadrovej fúzie začne jadro vlastnou váhou kolabovať. Ale čoskoro sa začne opäť premieňať gravitačná energia kolapsu na teplo, v skutočnosti viac tepla ako sa uvoľnilo pri fúzii. Teplo naviac spôsobí, že vonkajšie obálky sa začnú dramaticky vzdúvať ohlasujúc koniec dlhej stability Slnka. Slnko sa stalo červeným obrom.

Rozpínanie bude pokračovať niekoľko stoviek miliónov rokov, počas ktorých Slnko zhltne planétu Merkúr. Zatiaľ čo jeho povrch ochladne, Slnko sa natoľko zväčší, že bude vydávať 500 krát viac svetla ako počas štádia stabilnej hviezdy. Venuša a Zem sa stanú neobývateľnými a pravdepodobne všetok zostávajúci život na našej planéte bude zničený. Ak do tej doby bude na Zemi existovať ľudstvo, budeme musieť natrvalo opustiť Zem a presťahovať sa k inej hviezde. Medzitým teplota v jadre Slnka presiahne 85 miliónov stupňov Celzia a začnú prebiehať nukleárne procesy približujúce prudkú smrť...
Teraz bude jadro dostatočne horúce, aby začalo reakciu, ktorá dáva ešte viac tepla, začne sa premieňať hélium na uhlík a kyslík. Ale na hélium bohaté jadro nedokáže odovzdávať teplo dostatočne rýchlo. V priebehu iba niekoľkých hodín sa prehreje a vybuchne. Vonkajšie obálky Slnka absorbujú výbuch, ale jadro zriedené explóziou opäť zníži svoju teplotu. Jadro bude príliš chladné na fúziu a nedokáže odolávať tlaku hmoty nad sebou. Opätovne sa zmrští. Slnko môže zopakovať tento cyklus mnohokrát. Sťah a nafúknutie, sťah a nafúknutie...

Nakoniec sa v jadre nahromadí dostatok uhlíka aby zabránil explózii. Teraz héliová fúzia pokračuje v zahrievaní vonkajších vrstiev a Slnko sa nafúkne posledný krát. Toto nafúknutie bude také veľké, že Slnko za 30 miliónov rokov zhltne Venušu a Zem. Potom budú vonkajšie obálky pokračovať v rozpínaní do priestoru, nakoniec tak rýchlo, že uniknú preč od Slnka. Až takmer polovica slnečnej hmoty bude odvrhnutá a nechá iba obnažené jadro. Teraz už veľmi blízko jeho koncu sa jadro scvrkne a pokračuje v premieňaní hélia.
Naša hviezda s vonkajšími obálkami uniknutými do priestoru nakoniec strávi všetko hélium v jeho jadre. Teraz bez paliva a neschopné vytvárať žiarenie, ktoré by podopieralo jeho vrchné oblasti, Slnko prehrá jeho dlhý boj s gravitáciou. Všetka zostávajúca hmota skolabuje do malého telesa s veľkosťou Zeme. Tak sa zo Slnka stane biely trpaslík, teleso tak husté, že čajová lyžička jeho hmoty by vážila vyše tony. Bez paliva na obnovenie jadrovej fúzie biely trpaslík ešte stále svieti, vyžaruje energiu z jeho kolapsu. Ale nakoniec sa aj táto energia minie a biely trpaslík bude chladnúť niekoľko miliárd rokov. Potom sa z neho stáva neaktívna vychladnutá hviezda- čierny trpaslík.(viď obrázok č. 5)

3 Stavba Slnka
3.1  Jadro
Je to centrálna oblasť Slnka, v ktorej prebiehajú termojadrové reakcie, pri ktorých sa ľahšie prvky premieňajú na ťažšie základnou reakciou v jadre Slnka je premena vodíka na hélium. Vodíkové jadrá(protóny) sa spájajú a vyzvárajú hélium pri teplote 14 000 000°C. Zrnko hmoty s takouto teplotou môže spáliť všetko naokolo do vzdialenosti niekoľkých km. Jadro zo 64% hélia je zahltené palivom z fazujúcich vodíkových jadier. Teplota v centrálnej 4asti jadra Slnka je 15miliónov K, a na okraji asi 7miliónov K. Pod fantastickým tlakom je každú sekundu premenených 4 100 000 ton hmoty na energiu. Tá v podobe prenikavých gamalúčov uniká k povrchu. Aj napriek veľmi vysokej hustote je celé Slnko v plynnom stave, bez ohľadu na to, či ide o zložky nad alebo pod jej fotosférou. Kým fyzikálne vlastnosti jadra sú dnes v celku známe, nie sme si istý tým, ako a akou rýchlosťou rotuje jeho jadro.

3.2 Oblasť žiarivej rovnováhy
Je to vnútorná časť Slnka, ktorá leží medzi jadrom a konvektívnou vrstvou. Rozprestiera sa vo vzdialenosti od 175 tisc 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 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.

3.3 Styčná vrstva

Bola objavená len nedávno a predpokladá sa, že tu sa generuje magnetické pole Slnka tzv. magnetickým dynamom. Zmeny rýchlosti plynných prúdov v tejto vrstve vyťahujú siločiary magnetického poľa von, pričom ich môžu zosilňovať. V tejto vrstve nastáva zmena rotačnej rýchlosti a mali by v nej nastávať aj podstatné zmeny v chemickom zložení Slnka.

3.4 Konvektívna zóna

Je to 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. Vrchol konvektívnej zóny vidíme ako jasné plôšky, granuly, ktorých stredný rozmer je asi 1000 km. Útvary väčších rozmerov, ktoré sa prípadne dajú priradiť k vrcholu konvektívnej zóny, dostali pomenovanie supergranuly.

3.5 Fotosféra

Je to oblasť, v ktorom objekt, napríklad hviezda, prestáva byť priehľadný.(viď obr.č.7) 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. 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, známeho pod menom „biele svetlo“. Jej spektrum je spojité a náchádzajú sa v ňom tmavé čiary - Fraunhoferove čiary.

3.6 Chromosféra
Je to stredná oblasť slnečnej atmosféry a je to polopriehľadná vrstva plynov pozorovateľná iba pri použití špeciálneho filtra alebo počas slnečného zatmenia.(viď obrázok č. 8 ) Teplota tu stúpa zo 6 000K do 20 000K a hustota klesá. Chromosféra je zdrojom slnečných erupcií a protuberancií.
Pretože plyny tvoriace chromosféru sú veľmi riedke, nemôžeme určiť stálu štruktúru. V chromosfére sa tiež pozorujú načervenalé, tenké, z fotosféry vystrekujúce útvary- spikule. Meno chromosféra je z gréckeho slova „chromos“- farba, preto sa tiež nazýva „farebnou“ vrstvou. Chromosféra má načervenalý vzhľad najmä preto, že maximum jej žiarenia prichádza vo vodíkovej čiare H-alfa, ktorá sa nachádza v červenej oblasti spektra.

3.7 Prechodná oblasť

Je veľmi tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje veľmi horúcu korónu od chladnejšej chromosféry. Teplo tečie z koróny do chromosféry a v tomto procese formuje túto tenkú vrstvu, kde sa teplota náhle mení z 1milion. K na asi 20 000K.

3.8 Koróna

Je jasná plazmová slnečná atmosféra siahajúca milióny kilometrov do vesmíru, najľahšie viditeľná počas úplného zatmenia Slnka alebo pomocou koronografu.(viď obrázok č. 9 ) 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. 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.

3.8.1 Ohrievanie koróny

Zo 14 miliónov °C v slnečnom jadre postupne klesá teplota na 6 000°C vo fotosfére. V súlade s druhým termodynamickým zákonom „pri styku dvoch telies s rôznou teplotou, prechádza teplo z telesa s vyššou teplotou na teleso s nižšou teplotou.“– v súlade s týmto zákonom, podľa ktorého nemôže byť teplo vedené z chladnejšieho miesta na teplejšie, mala by teplota Slnka klesať aj ďalej za fotosféru. Ale vo vonkajších vrstvách Slnka sa vyskytuje záhada. V rozpore s 2. termodynamickým je chromosféra horúcejšia ako fotosféra a koróna je ešte horúcejšia ako chromosféra.(viď obr.č.10) Ako sa ohrievajú tieto vrchné vrstvy je zatiaľ záhada pre astronómov a fyzikov. Možným vysvetlením je prenos energie dynamickými, magnetickými poľami alebo akustickými vlnami.

4 Slnečná aktivita
4.1 Slnečné erupcie

Slnečné erupcie môžeme pozorovať ako fantastické záblesky svetla na povrchu Slnka, trvajúce od niekoľkých minút po mnoho hodín.(viď obrázok č. 11) Podobne ako protuberancie, sú zviazané s aktivitou slnečných škvŕn a veľmi silným magnetickým poľom. Erupcia desaťkrát jasnejšia ako normálny slnečný povrch môže uvoľniť energiu rovnú viac ako miliarde vodíkových bômb! Naviac, chrlia značné množstvo jadrových častíc do priestoru rýchlosťami ďaleko presahujúcimi rýchlosť slnečného vetra. Tieto častice vytvárajú farebné žiary nad zemskými polárnymi oblasťami. Počas pomerne silnej erupcie môžu byť narušené rádiové a iné elekrické prenosy. Erupcia z 2. až 7. augusta 1972 spôsobila vyradenie ističov, explóziu 230 000 voltového transformátora a poškodila filtre diaľkových telefónnych spojení. Táto erupcia bola tak silná, že ak by v tom čase boli vo vesmíre astronauti, radiácia ich mohla zabiť.
Našťastie tak silné erupcie sa vyskytujú veľmi zriedkavo.
 
4.2 Protuberancie
Medzi najviac úctou a bázňou napĺňajúce pohľady, aké si vieme predstaviť patria slnečné protuberancie, masívne výtrysky plazmy odvrhované zo slnečného povrchu.(viď obr.č.12) Ako výsledok silných magnetických polí v blízkosti slnečných škvŕn sú častým úkazom na slnečnom disku. V dôsledku zložitosti sprievodných magnetických polí sa môžu vyvinúť do podoby stĺpov, oblúkov, alebo dokonca úplných slučiek! Pokojné protuberancie sú relatívne nevýrazné a môžu byť na disku Slnka počas týždňov, bez toho aby upútali našu pozornosť. Eruptívne protuberancie sú omnoho prudšie. Eruptívne protuberancie môžu vytrysknúť zo Slnka rýchlosťami väčšími ako 1 600 000 km/h a v priebehu hodín zaniknúť. Najväčšia zaznamenaná erupcia sa odohrala 4. júna 1946. V priebehu pol hodiny sa natiahla v priestore na viac ako 400 000 km! Potom letela vesmírom rýchlosťou takmer 750 000 km/h a vzdialila sa na vzdialenosť 1,5 milióna km od Slnka. To je vyše štvornásobok vzdialenosti medzi Zemou a Mesiacom! Protuberancia bola dovtedy v pokojnom stave celé mesiace. Potom odrazu jej energetický výdaj skončil za menej ako tri hodiny.

4.3 Slnečné škvrny

Slnečné škvrny boli ľudstvu známe už pred niekoľkými tisícročiami. Okrem iného nám poskytujú dôkaz o diferenciálnej rotácii Slnka. Sú to relatívne chladné a tmavé miesta na slnečnom disku, značkujú nám slnečný povrch a vykazujú pravidelné otáčanie. Ich teplota je približne 4 500 °C. Pri tejto teplote samotná škvrna žiari jasnejšie a horúcejšie ako acetylénový plameň! Pretože je však na povrchu fotosféry, ktorá má teplotu až 6 000 °C, zdajú sa byť tmavé. Vyvinutá škvrna sa skladá z horúcejšej penumbry obopínajúcej stredovú a tmavšiu umbru.(viď obr.č.13) Slnečné škvrny sú oblasti s intenzívnym magnetickým polom a často sa zoskupujú. Skupiny škvŕn vytvárajú magnetické bipóly s jasne oddeleným severným a južným pólom. Počet slnečných škvŕn a ich polarita sa pravidelne mení v niekoľkých pravidelných cykloch.
 
5 Vzťahy Slnko – Zem
5.1 Slnečný vietor

Je to prúd častíc (protónov, elektrónov, jadier hélia), ktorý neustále prúdi zo Slnka do okolitého priestoru. . Hlavným zdrojom slnečného vetra je rozpínajúca sa koróna a častice vyvrhnuté do priestoru priamo zo spodných vrstiev atmosféry, napr. pri erupciách a ďalších búrlivých dejoch. Dosahuje rýchlosť 300 až 1200 km/s, stredná hustota častíc slnečného vetra je približne 10 častíc/m3. Prostredníctvom slnečného vetra stráca Slnko každú sekundu asi 300 000 ton. Častice slnečného vetra sú takmer úplne ionizované a preto so sebou odnášajú do priestoru magnetické pole Slnka. Slnečný vietor neustále formuje zemskú magnetosféru (viď obrázok č.14 ). Častice slnečného vetra zachytené magnetosférou Zeme padajú pozdĺž siločiar dolu do polárnych oblastí. Tam excitujú atómy atmosféry, ktoré potom žiaria podobne ako neónové lampy. Tento jav  nazývame polárnou žiarou.

5.2 Polárna žiara
Polárna žiara (aurora) je svetelný úkaz vo vysokej atmosfére.(viď obr.č.15) Najčastejšie sa vyskytuje okolo severného a južného magnetického pólu. Niekedy zasiahne do nižších geografických šírok, výnimočne do tropických oblastí. Pozorujeme ju vo výškach 60 - 1000 km. Elektrická energia vyprodukovaná priemernou polárnou žiarou (trvajúcou 3 h na rozlohe 1 mil. km2) je približne 100 mil. kWh, čo je týždenná spotreba energie štvrťmiliónového mesta. Polárne žiary sa vyskytujú súčasne pri severnom i južnom magnetickom póle, pričom tvary a priebeh sú na oboch póloch symetrické. Horný okraj žiary je červený, spodný fialový až modrý, uprostred zelený. Vo výškach nad 200 km žiaria do červena atómy kyslíka. V rozmedzí 100 - 200 km žiaria atómy dusíka do modra a kyslíka do zelena. V najnižších častiach žiaria molekuly dusíka karmínovo. Bledé zelené žiarenie kyslíka býva tak intenzívne, že môže prehlušiť všetky ostatné farby.Tvary polárnych žiar, ich zmeny a pohyby sú rozmanité. Táto pestrosť je spôsobená zložitou interakciou zemskej magnetosféry s nabitými časticami so Slnka a s magnetickým poľom, ktoré so sebou prinášajú. Výskyt polárnej žiary kolíše so slnečnou činnosťou. V dobe vyššej činnosti sa žiary vyskytujú častejšie.

5.3 Heliosféra
Heliosféra (heliomagnetosféra) je priestor sýtený slnečným vetrom, naplňovaný slnečnou plazmou. Rozloha tohoto priestoru nám zatiaľ nie je ešte známa, rozsah a charakter hraníc by mali presnejšie určiť medziplanetárne sondy Voyager I a II. Za hranicu heliosféry považujeme oblasť, kde slnečná plazma stráca energetickú prevahu nad galaktickým vetrom. Veľkosť heliosféry sa mení v závislosti od slnečnej aktivity. Je priebežne doplňovaná slnečnou plazmou, ktorá však môže mať i diskontinuálny charakter - nárazové vlny či plazmové oblaky od erupcií (slnečná búrka). Keďže rotačná os Slnka je takmer totožná s magnetickou osou, galaktický vietor stláča heliosféru na čelnej strane a odvieva na strane druhej (podobne ako slnečný vietor formuje zemskú magnetosféru).
Schéma heliosféry z boku. Medzihviezdny plyn (galaktický vietor) obteká
heliosféru. Menej nabité častice kozmického žiarenia sa od hraníc heliosféry odkláňajú, prúd neutrálnych častíc preniká ďalej do stredu.
 
6 Slnečné zatmenia
Zatmenie Slnka patrí k nápadným, ale pomerne zriedkavým prírodným úkazom. Ľudia mu venovali veľkú pozornosť od najstarších čias. Historické záznamy svedčia o tom, že prinajmenej 2000 rokov pred n. l. naši predkovia poznali periodickosť zatmení a vedeli ich aj vopred predpovedať.
Zatmenie súvisí s pohybom Mesiaca okolo Zeme. Nastáva, keď Mesiac vojde z časti alebo celkom do spojnice Slnka a Zeme. Ak by sa Slnko, Zem a Mesiac pohybovali v jednej rovine, zatmenie Slnka by nastávalo pri každom nove. Mesiac sa však nepohybuje v rovine dráhy Zeme, alebo aspoň blízko nej.
Za zatmenie Slnka vďačíme podivuhodnej zhode okolností, ktorá sa v prírode občas vyskytuje. Hoci priemer Slnka je asi 400 ráz väčší ako priemer Mesiaca, obidve telesá vidíme na oblohe takmer rovnako veľké. Slnko je práve toľkokrát ďalej od nás ako Mesiac, koľkokrát je väčšie od Mesiaca. A tak nám v skutočnosti menší Mesiac môže zakryť omnoho väčšie Slnko.
Rotácia Zeme, jej pohyb okolo Slnka ako i pohyb Mesiaca okolo Zeme zapríčiňujú posun mesačného tieňa po zemskom povrchu od západu na východ rýchlosťou asi 0,6 km/s. Miesta, ktorými prechádza mesačný tieň nazývame pás totality. Šírka pásu totality v najpriaznivejších geometrických podmienkach zatmenia nepresahuje 270 km. Zatmenie trvá najdlhšie na miestach v strede pásu totality. Maximálna dĺžka úplného zatmenia na jednom mieste môže byť najviac 7,5 minúty. Veľká väčšina zatmení trvá iba 1 až 4 minúty. Smerom k obidvom okrajom pásu totality sa trvanie úplného zatmenia skracuje. Doba, po ktorú Mesiac vrhá na Zem tieň, je pri každom zatmení iná, neprevyšuje však 6 hodín. V šírke niekoľko tisíc kilometrov okolo pásu totality môžeme pozorovať čiastočné zatmenie. Na danom mieste trvá maximálne 2,5 hodiny. Slnečné zatmenia sa opakujú v perióde Saros, ktorej dĺžka je 18 rokov a 10 alebo 11 dní. Názov periódy pochádza od Chaldejcov a zachoval sa podnes. Počas Sarosa sa vystrieda do 45 slnečných zatmení. Z nich asi polovica je úplných alebo prstencovitých. V jednom roku môže byť maximálne päť a minimálne dve slnečné zatmenia. V priemere nastávajú dve úplné zatmenia počas troch rokov. Pretože však pás totality je veľmi úzky, pripadne jedno úplné zatmenie Slnka na určité miesto Zeme v priemere raz za 200 rokov. V strednej Európe dve posledné úplné zatmenia Slnka boli v roku 1706 a 1999. Nasledujúce bude v roku 2381.

Úplné zatmenie Slnka patrí medzi najvýraznejšie a súčasne aj medzi najveľkolepejšie prírodné úkazy. Začína čiastočným zatmením, pri ktorom Mesiac stále viac zakrýva kotúč Slnka. Intenzita vonkajšieho osvetlenia sa začína meniť, až keď mesačný kotúč zakrýva takmer celé Slnko. Nastáva rýchle stmievanie a pokles teploty. Počas úplného zatmenia Slnka je obloha dostatočne tmavá a vidieť na nej jasné hviezdy. Voľným okom vidíme okolo „čierneho Slnka“ tajomnú oceľovomodrú korónu. Za niekoľko minút vykukne žiarivý okraj Slnka. Šero rýchle ustupuje a teplota, ktorá v priebehu zatmenia poklesla niekedy i o viac ako 10°C, opäť začína stúpať. Úplné zatmenie Slnka nám poskytuje možnosť sledovať horné vrstvy slnečnej atmosféry, chromosféru a korónu, najmä jej menej jasnú časť, ktorú nemožno pozorovať korónografmi.

7 Magnetické pole Slnka
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 tohto magnetického poľa ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.
 
8 Fyzikálne pohyby Slnka
8.1 Diferenciálna 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.

8.2 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.

Varovanie: pohľad priamo do Slnka môže vážne poškodiť zrak!!!


Záver
Cieľom môjho projektu bolo, aby sme sa aspoň o malý kúsok priblížili k tejto vzdialenej žiariacej hviezde, k jej nevysvetliteľným ale nádherným úkazom, aby sme si vážili jej existenciu, a nevnímali ju len ako samozrejmosť, ale ako dar. Veď je len vo hviezdach, čo bude o 5 miliárd rokov. A ako predpovedalo mnoho ľudí -Všetko hmotné vo vesmíre má svoj počiatok aj koniec. Aj my, aj Slnko.

Oboduj prácu: 10 9 8 7 6 5 4 3 2 1


Odporúčame

Prírodné vedy » Fyzika

:: KATEGÓRIE – Referáty, ťaháky, maturita:

Vygenerované za 0.016 s.
Zavrieť reklamu