Slnko.

Prezentace na téma: "Slnko."— Transkript prezentace:

1 Slnko

2 Slnko je naša najbližšia hviezda, ktorá vyžaruje teplo a svetlo nevyhnutné pre život na Zemi.
Gravitácia – je 28-násobne väčšia než na Zemi.45 -kilogramový pozemšťan by mal na Slnku hmotnosť 1270kg Slnko uctievali mnohé dávne kultúry POZOR: Nikdy sa nepozerajte priamo do Slnka okom ani pomocou ďalekohľadu bez špeciálneho filtra. Môžete si trvalo poškodiť zrak alebo spôsobiť úplné oslepnutie! Slnko, rovnako ako všetky hviezdy, uvoľňuje žiarivú energiu vďaka jadrovej fúzii prebiehajúcej v jadre. Podľa charakteristických čiar v spektre sa hviezdy rozdeľujú na niekoľko spektrálnych typov. Slnko patrí medzi žlto-oranžové hviezdy spekrálneho typu G2.

3 Poloha Naše Slnko je hviezda, jedna z viac ako 100 miliárd hviezd v Mliečnej ceste. Nachádza sa v Ramene Orióna, v jednom z ramien Galaxie nazvanom podľa súhvezdia Orión. Od jadra Galaxie je Slnko vzdialené 30 tisíc svetelných rokov (priemer celej Galaxie je asi 100 tisíc ly). Tak ako planéty obiehajú okolo Slnka, aj Slnko obieha okolo jadra Galaxie a jedna otočka mu trvá 200 miliónov rokov.

4 Uhlová veľkosť Slnka 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. Vzájomné porovnanie uhlových rozmerov pri pohľade z jednotlivých planét

5 Hmotnosť Hustota Slnko váži 2 milióny bilión biliónov kg – teda ako Zemegúľ.Obsahuje 99,86% všetkej hmoty Slnečnej sústavy Kvôli hmotnosti a rozmerom Slnka sa v ňom vyskytuje veľký rozsah hustôt. - Fotosféra, , je tvorená tak riedkymi plynmi, že na Zemi by sme to označili za vákuum!V jadre je viac ako 12 krát hustejšia ako olovo je stále v plazmatickom stave! Stredná hustota Slnka (veľmi blízka hustote uhlia) je iba okolo 1,4 násobok hustoty vody.

6 Teplota Na povrchu Slnka je teplota 6000°C.Slnečné škvrny sú oblasti s nižšou teplotou, slnečné erupcie sú horúcejšie ako je povrch Slnka. Veľkosť Slnka Niektorý trpaslíci, ako napríklad Sírius B a Wolf 359, sú iba zlomkom veľkosti Slnka. Obrie hviezdy, ako Delta Orionis, môžu byť 10 až 50 krát väčšie. Nadobor Antares mám priemer 300 krát väčší ako naše Slnko a niektoré hviezdy sú ešte väčšie! Slnko je mierne nadpriemerná hviezda. V porovnaní so Zemou a ostatnými planétami, Slnko je obrovská, takmer dokonalá guľa s priemerom 1 392 000 km = 109-násobok priemeru Země. Do Slnka by sa vošlo milión Zemí a ešte by nám zostalo prázdne miesto! Ale veľkosť Slnka nie je stála. Nedávne objavy ukázali, že slnečný priemer sa scvrkáva o meter každú hodinu.(Ak táto aktivita pokračovala počas posledného storočia, Slnko ktoré môžeme vidieť teraz je takmer o 800 km v priemere menšie ako to, ktoré mohli vidieť naši starí rodičia). Podľa teórie by sťahovanie Slnka mohlo byť prejavom jednej z dlhodobých oscilácii, ktoré vyrovnávajú obrovský výdaj energie.

7

8 Štruktúra Slnka Radiačná zóna Jadro
Prebiehajú tam jadrové reakcie ktoré práve poháňajú celú slnečnú sústavu. Vodíkové jadrá (protóny) sa spájajú a vytvárajú 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 fúzujúcich vodíkových jadier (35%). Je tu tak horúco, že atómy sú úplne ionizované. Pod fantastickým tlakom je každú sekundu premenených 4 100 000 ton hmoty na energiu! V podobe prenikavých gama lúčov táto energia uniká k povrchu.Je to to isté, ako keby každú sekundu explodovalo 90 miliárd jednomegatonových jadrových bômb. Keď sa fotómy, čiže častice svetla, rútia z jadra Slnka, prechádzajú cez hrubú vrstvu chladnejšieho plynu, nazývanú radiačná zóna. Radiačná zóna je rozsiahla oblasť vysoko ionizovaného, veľmi hustého plynu, nepretržite bombardovaného gama lúčmi vznikajúcimi v jadre. Atómi sú do takej miery rozložené na jadrá a elektróny, že energia gama lúčov nemôže byť pohltená a prenesená vo forme prúdov hmoty smerom k povrchu. Miesto toho sú gama lúče neprestajne odrážané naokolo plynovými jadrami, opakovane absorbované a znovu vyžiarené v podobe menej energetických röntgenových a ultrafialových lúčov. V dôsledku tohoto efektu môže trvať 10 miliónov rokov kým žiarenie prejde touto jednou zónou!

9 Konvektívna zóna V konvektívnej zóne je plyn natoľko chladný a teplotný gradient je natoľko výrazný, že sa prúdenie hmoty prevláda nad žiarivou rovnováhou. Plyn je menej ionizovaný a tak dokáže pohltiť viac fotónov z radiačnej zóny. V masívnych konvektívnych stĺpoch plyny prenášajú energiu k fotosfére, viditeľnému povrchu Slnka. Vo fotosfére plyn odovzdáva energiu a nakoľko sa relatívne ochladí, klesá hlboko nižšie do konvektívnej zóny, aby sa proces mohol zopakovať = v konvektívnej zóne stúpajú obrovské bubliny veľmi horúceho stplynu smerom k povrchu Slnka, studené sa vracajú späť nadol, zohrievajú sa a potom opäť stúpajú – a všetko sa to deje úžasnou rýchlosťou

10 Fotosféra Chromosféra
Vidíme ju zo Zeme, pretože vrstvy nad ňou sú priehľadné.Je 160 km hrubá, vytvára plynný, takmer nepriehľadný povrch Slnka. Povrch fotosféry zahriaty na 6 000 °C, vyžaruje takmer všetku energiu v ktorej sa kúpu planéty. Je posiaty ohnivými búrkami s rozmermi hurikánov! Tieto bublajúce granuly prinášajú energiu z konvektívnej zóny a vyžarujú ju v podobe viditeľného svetla a tepla. Fotosféra, ako všetky časti Slnka okrem jadra, je tvorená zo 75% vodíka, 24% hélia a iba 1% všetkých ostatných prvkov nachádzajúcich sa vo vesmíre! Chromosféra Chromosféra je polopriehľadná vrstva plynov (pozorovateľná iba pri použití špeciálneho filtra alebo počas slnečného zatmenia). Má hrúbku medzi 9 600 a 16 000 km Relatívne tenká vrstva chromosféry je základňou pre herkulovské ohňostroje v podobe slnečných protuberancii a erupcii. Pretože plyny tvoriace chromosféru sú veľmi riedke (na zemi by sme ich označili za úplné vákuum!), nemôžeme určiť stálu štruktúru ani ostré rozhrania medzi jednotlivými vrstvami. Dlhé prsty plynu nazývané spikule dočahujú korónu v intrigánskych sieťach!

11 Koróna Teplotná záhada
Koróna je vonkajšia atmosféra Slnka a je ešte viac blízka vákuu ako chromosféra! Stotisíc krát menej jasná ako fotosféra. Koróna nie je sférická. Mení tvar s výtriskmi plynu zasahujúcimi až do vzdialenosti 10 slnečných polomerov! Slabé plyny ktorými je tvorená (viditeľné iba pomocou koronografu, alebo počas úplného slnečného zatmenia), sa tvarujú pozdĺž siločiar slnečného magnetického poľa. V polárnych oblastiach Slnka tak vznikajú koronálne diery, cez ktoré uniká rýchly slnečný vietor. Teplotná záhada Zo 14 miliónov °C v slnečnom jadre postupne klesá teplota na 6 tisíc °C vo fotosfére. V súlade s druhým zákonom termodynamickým, podľa ktorého teplo nemôže byť vedené z chladnejšieho miesta na teplejšie, mala by teplota Slnka klesať aj ďalej za fotosférou. Ale vo vonkajších vrstvách Slnka sa vyskytuje záhada. Na prvý pohľad v rozpore s druhým zákonom termodynamickým je chromosféra horúcejšia ako fotosféra a koróna je ešte horúcejšia ako chromosféra! Ako sa ohrievajú tieto vrchné vrstvy je zatiaľ záhada pre astronómov a fyzikov. Možným vysvetlením je prenos energie dynamickými magnetickými poľami alebo akustickými vlnami. V čase keď toto čítaš, záhada môže byť už vyriešená. Ba čo viac, práve ty môžeš byť objaviteľom, ktorý nájde riešenie.

12 Granulácia Slnečné erupcie
Granule sú masívne bunky horúcich plynov rozosiate po celom povrchu fotosféry okrem škvŕn. Každá granula, takmer dvojnásobne väčšia ako pozemský hurikán, pomáha prenášať energiu z konvektívnej zóny von do priestoru. Tieto obrie bubliny nie sú stabilné, každá existuje iba osem až desať minút. Po tomto čase plyny tvoriace granuly ochladnú a začnú klesať rýchlosťou okolo 500 m/s nadol do hĺbky približne 26 km. 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. Slnečné erupcie Môžeme ich pozorovať ako fantastické záblesky svetla na povrchu Slnka, trvajúce od niekoľkých minút po mnoho hodín. Sú zviazané s aktivitou slnečných škvŕn a veľmi silným magnetickým poľom. Erupcia desať krát jasnejšia ako normálny slnečný povrch môže uvolniť 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.

13 Protuberancie Medzi najviac úctou a bázňou napĺňajúce pohľady, aké si vieme predstaviť patria slnečné protuberancie, masívne výtrysky plazmy odvrhované zo slnečného povrchu. 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 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.

14 Spikule Slnečné škvrny
Vo vrchnej chromosfére plamene plynu stúpajú a klesajú, pričom zasahujú až do koróny. Tieto spikule môžu existovať až 10 minút, dosahujúc rýchlosti do 20 kilometrov za sekundu (takmer dvojnásobok únikovej rýchlosti zo Zeme)! Prúdiac nahor do výšky až km, spikule nevybuchujú náhodne. Skôr sa zoraďujú do sietí, mohutných supergranulovaných buniek s plazmou stúpajúcou uprostred a klesajúcou na vonkajších okrajoch. Slnečné škvrny 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. Pretože sú 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. 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. Predpokladáme, že diferenciálna rotácia Slnka sa výrazne podiela na zoskupovaní škvŕn.

15 Slnečné škvrny-pokračovanie
Keď začne slnečný cyklus (obr. 1), magnetické siločiary prechádzajú od severného pólu k južnému. Ale rôzne heliografické šírky Slnka sa otáčajú rôznou rýchlosťou (diferenciálna rotácia). Nakoľko sa rovník otáča rýchlejšie ako póly, začínajú sa siločiary naťahovať. Po mnohých otáčkach (obr. 2) sú siločiary výrazne pokrútené a na rovníku ďaleko predbiehajú tie na póle. Magnetické siločiary sú po mnohých otáčkach natoľko pokrútené (obr. 3), že sa nakoniec pretrhnú. Tie ktoré prechádzajú cez fotosféru vytvoria skupiny slnečných škvŕn.Niekedy je toto rozloženie slnečných magnetických polí tak veľké, že môžu vznikať neobvykle veľké, alebo dlho existujúce škvrny. V apríli 1947 sa vyvinula najväčšia zaznamenaná škvrna a bola taká veľká, že by pojala 100 Zemí! Pokým väčšina škvŕn zmizne v priebehu niekoľkých týždňov, jedna bola v rokoch pozorovaná a študovaná plných 18 mesiacov!

16 11-ročný cyklus slnečných škvŕn
Najvýraznejšie zmeny počtu škvŕn na Slnku sa prejavujú pravidelne približne každých jedenásť rokov. Štúdiom ľadovcov, letokruhov stromov, alebo koralov sa podarilo odhadnúť zmeny slnečnej činnosti za posledných niekoľko tisícročí. Počet škvŕn na Slnku sa udáva pomocou relatívneho čísla (R)často nazýva Wolfovo číslo. Určuje sa s počtu skupín škvŕn (G) a celkového počtu škvŕn (F) práve viditeľných na povrchu Slnka podľa vzorca:R = 10*G + F.Škvrny na Slnku sa objavujú iba v istých oblastiach slnečnej fotosféry. Najčastejšie sa vyskytujú v pásoch medzi 40° severnej a južnej heliografickej šírky, v oblasti nazývanej Kráľovské pásmo. V oblasti rovníka sa vyskytujú iba zriedkavo a na póloch vôbec nie., že ich poloha sa v priebehu cyklu významne mení. Po skončení jedného cyklu sa začnú objavovať prvé škvrny približne na 30° severnej aj južnej heliografickej šírky a v priebehu cyklu ich postupne pribúda a presúvajú sa až približne na 15°. Následne ich počet postupne klesá a škvrny sa ďalej presúvajú k rovníku, kde sa nakoniec vytratia a začne sa nový cyklus. Keď si počet škvŕn v jednotlivých heliografických šírkach vynesieme do grafu, dostaneme obrazec priliehavo pomenovaný Motýľkový diagram. Odtieň bodov v grafe značí plochu, akú škvrna zaberala na disku Slnka. Čím svetlejšia farba, tým väčšie škvrny

17 22-ročný magnetický cyklus slnečných škvŕn
Slnečné škvrny sa väčšinou vyskytujú v pároch, jedna za druhou. Západná škvrna sa nazýva vedúca, východná následná. Vedúca škvrna má vždy opačnú polaritu, ako následná. Všetky vedúce škvrny na jednej pologuli majú rovnakú polaritu a na južnej pologuli práve opačnú polaritu takže každý druhý cyklus má Slnko rovnako orientované magnetické pole. Preto hovoríme o dvadsaťdvaročnom magnetickom cykle Rotácia Slnka Slnko rotuje okolo svojej osi tak, ako všetky ostatné väčšie telesá Slnečnej sústavy. Má svoj rovník sklonený k ekliptike o približne 7°. Slnko je guľa nesmierne horúcich plynov, tak horúcich, že nič tuhé tu nemôže existovať. Kvôli plynnej konzistencii môžu voľne rotovať rôzne časti Slnka rôznymi rýchlosťami. Rovníkové oblasti Slnka sa otáčajú raz za 25 dní, rýchlosťou 7 250 km/h. Polárne oblasti však rotujú pomalšie, rýchlosťou jednej otáčky za 34 dní. Tento rozdiel v otáčaní vytvára šmýkanie, alebo podsúvanie jednotlivých vrstiev a spôsobuje zauzlovanie magnetických polí. Predpokladáme, že tento efekt sa podiela na vzniku slnečných škvŕn.

18 Slnečný vietor Za hranice slnečnej atmosféry prúdi trvalý tok atómových častích rýchlosťami až tri milióny km/h. Tento trvale unikajúci prúd špiráluje v magnetickom poli Slnka nazývame slnečným vetrom. Aj vďaka nemu zažívame zviazanosť so Slnkom. Slnečným vetrom Slnko vydáva každú hodinu 3 000 ton hmoty do vesmíru! Iba nedávno sme začali oceňovať jeho účinky. Napríklad sa dá v blízkej budúcnosti využiť na poháňanie slnečných plachetníc, podobne ako využívame na Zemi vietor na pohon lodí. Séria podivných udalostí sa odohrala na Zemi 10 marca Operátori na celom svete náhle stratili na krátkych rádiových vlnách na 24 hodín vzájomný kontakt.Prerušilo sa aj spojenie družíc z celkového počtu Kanadský Montreal zasiahol náhly prudký výkyv napätia, čo spôsobilo prerušenie dodávky elektrického prúdu takmer pre celé mesto na 9 hodín. Inde ľudia s údivom pozorovali, ako sa automatické dvere ich garáží sami od seba otvárajú a zatvárajú. Toto spôsobil mimoriadne silný náraz slnečného vetra.Deň predtým unikol zo Slnka obrovský výron plazmy. Keď plazma zasiahla Zem, vyvolala geomagnetickú búrku,ktorá na krátky čas vyvolala poruchy elektrických prístrojov a rádiových prenosov po celom svete.

19 Život Slnka

20 Zatmenie Slnka Úplné zatmenie Slnka patrí medzi najzaujímavejšie prírodné úkazy. Začína sa vždy čiastočným zatmením Slnka, pri ktorom Mesiac čoraz viac zakrýva Slnko. v priebehu takmer celého čiastočného zatmenia nie je citeľná nejaká zmena osvetlenia krajiny. Približne 5 sekúnd pred začiatkom úplného zatmenia sa začne prudko stmievaťV čase úplného zatmenia Slnka je obloha tmavá a vidieť na nej najjasnejšie hviezdy. Aj teplota rýchlo klesá až o 10°C. Okolo tmavého slnečného kotúča žiari jasná koróna. ako striebristý prstenec okolo Slnka a objavia sa i červené protuberancie na slnečnom okraji. Krátko potom zmizne uzučký prstenec Slnka, ktorý sa tesne pred začiatkom úplného zatmenia rozpadol na niekoľko žiariacich bodov vplyvom nerovnosti mesačného okraja (Bailyho perly) O niekoľko minút úkaz rovnako rýchlo zmizne, ako začal, i teplota vzduchu opäť stúpne na pôvodnú hodnotu. Vplyvom pohybu Slnka, Zeme a Mesiaca sa mesačný tieň po povrchu Zeme rýchlo pohybuje (rýchlosťou približne 1 km/sec). Pre určité miesto na Zemi je preto úplné zatmenie jav časovo veľmi obmedzený, najdlhšie úplné zatmenie môže trvať asi 7,5 minúty. Najväčšia šírka mesačného tieňa na povrchu Zeme je 270 km. Len v tomto úzkom páse totality môžeme na povrchu Zeme pozorovať úplné zatmenie Slnka.

21 Zatmenie Slnka môže nastať, keď je Mesiac vo fáze novu
Zatmenie Slnka môže nastať, keď je Mesiac vo fáze novu. Úplné, zatmenie Slnka, je však možné pozorovať len z tých miest na zemskom povrchu, kde prejde stopa plného tieňa Mesiaca. Keďže Slnko je približne 400-násobne väčšie než Mesiac a je 390-násobne ďalej ako Mesiac, kotúč Slnka sa javí na oblohe približne rovnako veľký ako kotúč Mesiaca (asi 0,5°). Ani dráha Mesiaca okolo Zeme, ani dráha Zeme okolo Slnka, netvoria ideálne kružnice, ale málo výstredné elipsy, mesačný kotúč môže zakryť Slnko úplne, čiastočne alebo prstencovoVeľkosť čiastočného zatmenia Slnka sa udáva v percentách zakrytého slnečného kotúča. zatmení Slnka súvisí so sklonom dráhy Mesiaca. Keby sa Mesiac okolo Zeme pohyboval presne v tej istej rovine ako Zem okolo Slnka (ekliptike), muselo by zatmenie Slnka nastať pri každom nove. Sklon dráhy Mesiaca ku ekliptike je však 5,2°. V rozmedzí jedného kalendárneho roku môžu nastať 4 zatmenia Slnka, vo výnimočnom prípade až 5 zatmení (ak je prvé začiatkom januára a posledné koncom decembra), pretože obdobia polročných periód zatmení sa v priebehu rokov posúvajú (v dôsledku stáčania uzlovej priamky mesačnej dráhy). V každom storočí je priemerne 66 úplných zatmení Slnka. Posledné úplné zatmenie, ktoré bolo pozorovateľné zo strednej Európy, sa odohralo 11. augusta Z nášho územia bolo pozorovateľné ako takmer úplné (s fázou 0,99). Budúce úplné zatmenie budú môcť u nás pozorovať naši potomci až Aby sa nám podarilo zatmenie odpozorovať je potrebné vybrať si miesto s voľným obzorom, kde Slnko v deň zatmenia bude viditeľné a samozrejme si pripraviť nejaký filter, cez ktorý budeme môcť Slnko pozorovať

22

23 Výkon Slnka Mierka v ktorej Slnko produkuje energiu je skutočne ohromujúca. Každú sekuntu sa premení 592 miliónov ton vodíka na 587,9 milióna ton hélia. Zvyšných 4,1 milióna ton sa premení na energiu! Každú sekundu! Podobne je počet protón-protónových cyklov, ktoré sa odohrajú každú sekundu v Slnku rovnako nepredstaviteľný. Predpokladajme, že každý človek na Zemi má 50 kg balík jemného piesku. Počet zrniek tohoto všetkého piesku je stále omnoho menší ako počet protón-protónových reakcii, ktoré sa ukončia každú sekundu v jadre Slnka! Koľko energie teda Slnko vyprodukuje? Bežnými pojmami povedané, každú sekundu sa vytvorí 13 milión krát viac energie ako je ročná spotreba elektriny v Spojených štátoch! To je stály svietivý výkon Slnka 383 miliárd miliárd megawatov energie! Slnečná bezpečnostná poistka - Čo drží všetkú energiu Slnka v rovnováhe ako v normálnej vysokej peci? Gravitácia a teplo spolu fungujú ako "bezpečnostná ochrana"! Ak sa zvýši množstvo reakcii v jadre, uvoľní sa viac tepla a Slnko sa začne zväčšovať. Reakcie sa spomalia, lebo medzi časticami je viac voľného miesta. Keď sa dostatočne spomalia, klesne teplota a gravitácia stlačí Slnko naspäť. Keď sa opäť častice priblížia, množstvo reakcii opäť vzrastie. Predpokladáme, že takýmto jednoduchým mechanizmom "bezpečnostnej ochrany" sa udržuje stabilný výkon Slnka počas miliárd rokov.

24 Polárna žiara – Farebný oheň na oblohe
Slnko - zvonček Slnko sa trasie a zvoní ako zvonček! Je to preto, že celé Slnko je zložené z plynu, ktorý ustavične buble hore a dolu a prúdi aj dookola. Všetky tieto pohyby zapríčiňujú vibrácie, následkom ktorých vznikajú zvukové vlny. Istý vedec prirovnal zvonenie Slnka k zvončeku, na ktorý neustále naráža mnoho drobných zrniečok piesku. Polárna žiara – Farebný oheň na oblohe Keď náraz slnečného vetra zasiahne Zem, vznikne silný elektrický prúd s intenzitou niekoľko miliónov ampérov. Zväzky elektrónov v prúde stekajú dolu po siločiarach magnetického poľa Zeme, iba neďaleko jej pólov. Keď sa elektróny zrazia s atómami a molekulami v atmosfére Zeme, donútia ich žiariť v tajomných farbách. Toto žiarivé svetlo sa nazýva polárna žiara.

25 Koniec © Martina Lukáčeková Zdroj- kniha Vesmír + Internet