RNDr. Zdeněk Moravec, Ph.D. katedra fyziky PřF UJEP Astronomie RNDr. Zdeněk Moravec, Ph.D. katedra fyziky PřF UJEP

Sluneční soustava Slunce Planety a jejich měsíce Planetky Komety Meteoroidy Transneptunická tělesa Vznik sluneční soustavy Výzkum sluneční soustavy pomocí sond

Slunce SOHO 3.9.1999

Co je Slunce Slunce je hvězda – obrovská koule žhavých plynů, která svítí vlastním světlem Látka je díky vysokým teplotám plně ionizována – je plazmou Centrální těleso sluneční soustavy střední vzdálenost AU = 1,4959787.1011 m (asi 150 mil. km). Poprvé Cassini (1671) měřil tuto vzdálenost triangulací, dnes se měření provádí mnohem přesněji pomocí radarových odrazů.

Základní údaje o Slunci poloměr R = 6,9598.108 m, tj. 109 krát větší než Země úhlový průměr 1920" = 32' 1" na povrchu Slunce odpovídá tedy 725 km hmotnost M = 1,989.1030 kg, 300 000 krát více než Země střední hustota ρ = 1 409 kg.m-3 sluneční konstanta S = 1 368 W.m-2. Ozáření měříme pyrheliometrem, musíme však přístroj umístit nad atmosféru

Základní údaje o Slunci zářivost (celkový zářivý výkon) L = 3,854.1026 W plyne ze sluneční konstanty. hvězdná velikost zdánlivá m = –26,74m, absolutní M = +4,83m efektivní teplota Teff = 5780 K, je definována vztahem L = 4πR2σTeff4 perioda rotace - P = 25,38 d. Slunce nerotuje jako pevné těleso, na rovníku se otáčí rychleji (24,7 d) než na pólech (34 d), což je tzv. diferenciální rotace

Stáří Slunce t = 4,55.109 let. Tuto dobu můžeme určit radioaktivním datováním meteoritů, pokud předpokládáme, že jejich kondenzace proběhla přibližně ve stejné době jako vznik Slunce. Pro datování se používá 238U (poločas rozpadu 4,5.109 let), 232Th (1,4.1010 let) nebo 87Rb (4,8.1010 let), které se rozpadá na 87Sr. Měří se relativní zastoupení 87Sr / 86Sr.

Chemické složení Slunce zastoupení vodíku X = 0,71 zastoupení hélia Y = 0,27 zastoupení ostatních prvků Z = 0,02 (metalicita) X + Y + Z = 1

Sluneční spektrum spojité odpovídá spektru absolutně černého tělesa o teplotě 5780 K. obsahuje absorpční čáry (Fraunhoferem 1815) Nejvýraznější čáry: Hα, Hβ Balmerovy série vodíku, sodíkový dublet, H a K Ca II, telurické čáry vznikající při průchodu záření atmosférou Země. UV část spektra: dominují čáry magnézia a Lymanovy série vodíku IR obor: Paschenovy série Slunce zaří též v rentgenovém, gama a rádiovém oboru Spektrální třída Slunce je G2V, je to žlutý trpaslík, hvězda hlavní posloupnosti na H-R diagramu

Nitro Slunce jádro - centrální oblast Slunce. Teplota 1,3.107 K, tlak 2.1010 Pa. Probíhají zde termonukleární reakce, které jsou zdrojem energie Slunce. zóna zářivé rovnováhy - oblast 0,35 až 0,7 poloměru Slunce, kde je nejefektivnější přenos energie zářením. konvektivní zóna - oblast sahající od 0,7 poloměru Slunce až k jeho povrchu, kde se energie přenáší konvekcí, tj. prouděním. Horká plazma stoupá na povrch, kde se ochladí a klesá do nižších vrstev. Viditelným projevem konvekce je granulace.

Stavba Slunce

Atmosféra Slunce fotosféra - nejnižší vrstva sluneční atmosféry, tlustá jen 300 km, viditelný povrch Slunce. Ve fotosféře je pozorována granulace, sluneční skvrny, fakule. chromosféra - vrstva sluneční atmosféry nad fotosférou, tlustá asi 2000 km. Teplota se postupně mění od 6000 K ve fotosféře do 106 K při přechodu do koróny v tzv. přechodné vrstvě silné jen několik set km. Chromosféra je dobře pozorovatelná v čarách Hα a Ca II. Má typickou vláknitou strukturu - tzv. chromosférická síť. Její vznik souvisí se supergranulemi a tomu odpovídají i typické rozměry 30 000 km. Nad oblastmi slunečních skvrn se v této vrstvě pozorují sluneční erupce, Proudy hmoty vyvržené z fotosféry do koróny se nazývají spikule.

Atmosféra Slunce koróna - vnější část sluneční atmosféry. Je tvořena velmi řídkým plynem a prachem. Jas koróny je miliónkrát slabší než jas fotosféry, proto ji můžeme pozorovat jen při úplném zatmění Slunce nebo pomocí koronografu. Hustota vnitřní koróny je 10-11krát nižší než hustota naší atmosféry, teplota dosahuje 106 K. Podle spektra můžeme rozlišit tři složky koróny: K koróna vzniká rozptylem záření na volných elektronech. Spektrum je díky velkým Dopplerovským posuvům spojité. F koróna je důsledkem rozptylu světla fotosféry na částečkách prachu okolo Slunce. Protože se prach pohybuje pomalu, jsou Fraunhoferovy spektrální čáry dobře patrné. K a F (bílá) koróna je pozorovatelná v oblasti 2 až 9 slunečních poloměrů. Spektrum E koróny je charakterizované zakázanými čarami vysoce ionizovaných atomů. Nejjasnější jsou zelená koronální čára Fe XIV 530,3 nm, červená Fe X 637,4 nm, žlutá Ca XV 569,4 nm.

Sluneční koróna při úplném zatmění Slunce

Sluneční vítr Proud rychlých elektricky nabitých částic unikajících z koróny do meziplanetárního prostoru. Skládá se především z elektronů, protonů a z malé příměsi nabitého hélia. V oblasti Země dosahuje rychlost 250-750 km.s-1 Hustota protonů v okolí Země je 3 - 20 cm-3 Zdrojem proudů jsou koronální díry s jejich otevřenými magnetickými siločarami. Slunce díky větru ztrácí 10-13 své hmoty za rok

Termonukleární reakce Energetický výkon Slunce po dobu několika miliard let nelze vysvětlit pomocí pomalého gravitačního smršťování ani chemického hoření, které by stačily jen po milióny let. V úvahu připadají jen termonukleární reakce. Ty mohou probíhat jen při vysokých teplotách kolem 107 K. V jádru slunce probíhá především slučování vodíku na hélium v reakci nazvané proton - protonový řetězec: 1H + p = 2D + e+ + ν (+1,44 MeV) 2D + p = 3He + γ (+5,49 MeV) 3He + 3He = 4He + p + p (+12,85 MeV) Při vyšších teplotách hraje při vzniku hélia důležitou roli uhlíkový cyklus (CNO cyklus). Při teplotách nad 108 K pak dochází ke spalování hélia na těžší prvky tzv. 3α procesem

Problém s neutriny Při termonukleárních reakcích vznikají neutrina, slabě interagující částice s velmi malým účinným průřezem (10-46 m2). K jejich detekci se využívá jaderných reakcí, při kterých vznikají radioaktivní produkty. Naměřena asi 1/3 množství teoretického Vysvětlení: oscilace neutrina mezi 3 stavy – elektronové , mionové a tau neutrino.

Magnetické pole Slunce pravděpodobně vzniklo se Sluncem. Objevil ho v roce 1908 George Hale ve slunečních skvrnách. Využil přitom Zeemanova efektu (rozštěpení spektrálních čar). Magnetické pole se přepóluje s periodou 22 let. plazma je velmi dobrý vodič elektřiny a magnetické siločáry jsou v ní tzv. "zamrzlé". Proto na Slunci pozorujeme mnoho struktur ve tvaru siločar (např. protuberance, koróna) Vědní obor, který se zabývá chováním plazmy v magnetickém poli, se nazývá magnetohydrodynamika. K pozorování magnetického pole slouží magnetograf.

Útvary pozorované na Slunci granulace - zrnění ve fotosféře. Rozměry granulí jsou 1-2" (103 km) životní doba je několik minut typické jsou vertikální rychlosti 103 m.s-1 Jedná se o vrcholky výstupných konvektivních proudů, které jsou asi o 200 K teplejší než intergranulární prostor. Proudy zasahují přibližně do takové hloubky, jaké jsou jejich horizontální rozměry. Ve větších hloubkách se nacházejí supergranule s typickými rozměry 35 000 km a horizontálními rychlostmi 102 m.s2.

Sluneční skvrny

Sluneční skvrny tmavá místa na povrchu Slunce prvotním stadiem skvrny je pór, který vzniká rozšířením tmavého prostoru mezi granulemi. potlačení konvekce magnetickým polem, které dosahuje hodnot 103 G. Pór může opět za 1 h zaniknout, nebo se vyvine skvrna s umbrou a penumbrou. Životní doba skvrn je velmi rozmanitá - od několika hodin po měsíce. Největší sluneční skvrny dosahují rozměrů až 20 heliografických stupňů. Skvrny se vyskutují výhradně v oblasti mezi 5° a 30° heliografické šířky. Umbra (stín) se zdá velmi tmavá, její teplota je však 4000 K Penumbra (polostín) obklopuje umbru, má vláknitou strukturu. V nižších vrstvách fotosféry proudí hmota dovnitř skvrny, ve vyšších ven (Everscheldův efekt).

Sluneční cyklus V počtu skvrn na Slunci se nejvýrazněji se projevuje kolísání aktivity s periodou 11 let lze nalézt i periody 80 let, 100 let Počet skvrn charakterizujeme relativním číslem R = 10 g + f, kde f je počet skupin a g počet skupin. V maximu činnosti se relativní číslo pohybuje okolo 300, v průběhu jednoho slunečního cyklu se skvrny přesouvají z vyšších heliografických šířek k rovníku („motýlkový diagram“). V letech 1645 - 1715 se prakticky žádné skvrny nepozorovaly - toto období se nazývá Maudnerovo minimum.

Sluneční cyklus

Útvary pozorované na Slunci fakule - jasnější oblast ve sluneční fotosféře. Fakule dosahuje šířky 10 000 km a délky 50 000 km. Prostorově odpovídají flokulím v chromosféře. Životnost fakulí je týdny až měsíce. flokule - jasnější část chromosféry. Oblast má síťovou strukturu, rozměry až 30 000 km. spikule - proud hmoty vyvržený z fotosféry přes chromosféru do koróny. Šířka proudu je asi 1000 km, výška 15 000 km, rychlost hmoty dosahuje 20 - 30 km.s-1. Životní doba spikulí je jen 5 až 7 minut.

Protuberance oblak relativně hustší a chladnější plazmy v koróně. pozorujeme je nad okrajem slunečního disku jako jasné útvary nebo v průmětu na disk jako filamenty. Dosahují výšky 15 - 100 tis. km. Klidné protuberance mají dobu života až měsice. Aktivní, se mění v několika minutách až hodinách, souvisí s eruptivními ději.

Protuberance

Erupce náhlé uvolnění magnetické energie na kinetickou energii elektronů, protonů a iontů. Průvodními jevy jsou zvýšení toku záření gama, rengenového, ultrafialového, viditelného, rádiová vzplanutí, emise částic, porušení meziplanetárního magnetického pole.

Erupční smyčky: sonda TRACE

Slunce 18. 11. 2002

Koronální výtrysky Přístroj LASCO (širokoúhlý spektrometr a koronograf) na sondě SOHO zachytil událost zvanou "coronal mass ejection", čili výtrysk hmoty z koróny (zkráceně CME), ze dne 8. 10. 1999. Hmota opouští Slunce rychlostí 650 000 km/h, což je podprůměrná hodnota - již jsme pozorovali desetkrát rychlejší.