SLNKO Slnko- najbližšia hviezda Stavba Slnka Vznik Slnka

Prezentace na téma: "SLNKO Slnko- najbližšia hviezda Stavba Slnka Vznik Slnka"— Transkript prezentace:

1 SLNKO Slnko- najbližšia hviezda Stavba Slnka Vznik Slnka
Slnečná erupcia Slnečné škvrny Polárna žiara Život Slnka Rozmery Slnka Obrázky

2 Slnko - najbližšia hviezda
Naše Slnko je hviezda, jedna z viac ako 100 miliárd hviezd v Mliečnej ceste. Nachádza sa v Ramene Orióna, teda v jednom z ramien Galaxie nazvanom podľa súhvezdia Orión do ktorého sa premieta na oblohe. Od jadra Galaxie je Slnko vzdialené 30 tisíc svetelných rokov (priemer celej Galaxie je asi 100 tisíc) Podobne ako planéty obiehajú okolo Slnka, aj Slnko obieha okolo jadra Galaxie a jedna otočka mu trvá 200 miliónov rokov. 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 Hmotnosť a hustota Slnka
Povrchová teplota Povrchová teplota Slnka je v priemere 6 000 °C, takmer dvojnásobok teploty acetylénového plameňa! Slnečné škvrny sú oblasti s relatívne nižšou teplotou, zatiaľ čo slnečné erupcie sú horúcejšie. Podľa nových dôkazov sa zdá, že slnečné vzplanutia sú horúcejšie ako sa donedávna predpokladalo. Hmotnosť a hustota Slnka Slnko je tak hmotné, že obsahuje 99,86 percent všetkej hmoty Slnečnej sústavy a váži toľko, ako 332 950 Zemegúľ! Kvôli jeho rozmerom a hmotnosti sa v Slnku vyskytuje veľký rozsah hustôt Fotosféra, tak označujeme viditeľný povrch Slnka, je tvorená tak riedkymi plynmi, že na Zemi by sme to označili za vákuum! Hlboko v jadre je ale hmota podľa prepočtov viac ako 12 krát hustejšia ako olovo, aj keď je stále v plazmatickom stave! Flaška naplnená plazmou z jadra by potom vážila viac ako vážiš ty tu na Zemi! Stredná hustota Slnka je veľmi blízka hustote uhlia, iba okolo 1,4 násobok hustoty vody. Zaujímavé je, že ľudia si v minulosti mysleli, že Slnko vyrába svoju energiu spaľovaním uhlia.

4 Veľkosť Slnka V porovnaní s inými hviezdami je Slnko mierne nadpriemerná hviezda. 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! V porovnaní so Zemou a ostatnými planétami, Slnko je obrovská, takmer dokonalá guľa. Pri jeho priemere 1 392 000 km by sme museli nastavať tesne jednu k druhej 109 Zemegúľ, aby sme dosiahly jeho šírku! Vlastne, do Slnka by sa vošlo milión Zemí a ešte by nám zostalo prázdne miesto! Trochu bližšími slovami, ak by ste mohli nejako riadiť auto na slnečnom povrchu rýchlosťou 88 km/h, trvalo by vám viac ako 5 1/2 roka, kým by ste jediný krát obišli rovník bez zastavenia! 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

5 Veľkosť Slnka Hmotnosť Slnka

6 Model Slnka Jadro- najvnútornejšia časť Slnka, kde teplota dosahuje hodnôt okolo 1,5.107 K a tlak  MPa. Tu prebiehajú termonukleárne reakcie - zdroj energie Slnka. Nad jadrom sa rozprestiera oblasť žiarivej rovnováhy, v ktorej sa energia z jadra smerom von prenáša pomocou žiarenia. Najvyššou vnútornou vrstvou je konvektívna zóna, v ktorej sa energia na slnečný povrch prenáša konvekciou. Vnútorné oblasti Slnka nemôžeme priamo pozorovať. Výnimku tvoria pokusy s detekciou neutrín a rôznych typov vlnení. Hraničnú vrstvu medzi vnútornými a vonkajšími vrstvami tvorí fotosféra  - viditeľný povrch slnečnej atmosféry. Nad fotosférou sa nachádza chromosféra - prechodná vrstva medzi korónou, v ktorej teplota s výškou vzrastá, hustota naopak klesá. Medzi chromosférou a korónou sa nachádza veľmi tenká tranzitná vrstva, v ktorej teplota prudko rastie, a hustota prudko klesá. Hranica medzi tranzitívnou vrstvou a chromosférou je veľmi variabilná. Nad chromosférou a tranzitnou vrstvou sa nachádza koróna - najvrchnejšia vrstva atmosféry, rozprestierajúca sa do vzdialenosti mnoho miliónov kilometrov od Slnka. Vo vonkajších vrstvách slnečnej atmosféry prebiehajú rôzne premenlivé javy, ktoré súhrne nazývame slnečná aktivita.

7 Slnečné erupcie Slnečné erupcie môžeme pozorovať ako fantastické záblesky svetla na povrchu Slnka, trvajúce od niekoľkých minút po mnoho hodín. Podobne ako protuberancie, 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. 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

8 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! 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.

9 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. 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.

10 Predpokladáme, že diferenciálna rotácia Slnka sa výrazne podiela na zoskupovaní škvŕn. Najprijímanejšia teória vzniku slnečných škvŕn zahŕňa magnetické polia Slnka. Keď začne slnečný cyklus, 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 sú siločiary výrazne pokrútené a na rovníku ďaleko predbiehajú tie na póle. Magnetické siločiary sú po mnohých otáčkach natoľko pokrútené, 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! Aj nedávno sa vyvinula na Slnku obzvlášť veľká a trvácna škvrna označená číslom 9393.

11 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. Diferenciálna rotácia -slnko rotuje okolo svojej osi tak, ako všetky ostatné väčšie telesá Slnečnej sústavy, pričom má svoj rovník sklonený k ekliptike o približne 7°. Ale, ako sme mohli vidieť, 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.

12 Polárna žiara V aktívnejšej vznikali veľmi silné erupcie, ktoré boli zdrojom mohutného výronu plazmy. Prúd elektricky nabitých častíc (elektróny, protóny, ióny) dorazil k Zemi o jeden deň neskôr, hoci sa šíril rýchlosťou až 2100 km/s. Bežná rýchlosť korpuskulárneho žiarenia kľudného Slnka je pritom ~ km/s. Častice sa zachytávajú v magnetosfére Zeme a pozdĺž jej siločiar vnikajú do vysokej atmosféry najmä v polárnych oblastiach, kde sú aj magnetické póly. Tam po zrážkach s molekulami vzduchu vznikajú polárne žiary. Pri vyššej aktivite Slnka ich môžeme pozorovať aj v nižších zemepisných šírkach.

13 Život Slnka Oblak Pred viac ako piatimi miliardami rokov, oblak s ktorého sa zrodí naše Slnko existoval v tmavom tichu priestoru, ako už miliardy rokov predtým. Oblak bol gigantický, viac ako 480 miliárd kilometrov v priemere, tak veľký, že svetlo potrebovalo 50 rokov kým preletelo z jedného konca na druhý! Oblak nebol veľmi hustý, obsahoval menej ako sto atómov v každom kubickom centimetri priestoru. (Vzduch na úrovni morskej hladiny obsahuje cez 30 miliárd miliárd častíc v rovnakom objeme!) Napriek jeho nízkej hustote, oblak bol hmotný, tak hmotný, že vyvážil hmotu mnohých Slncí! A oblak bol studený! Chladený medzihviezdnym priestorom, jeho teplota bola -230 °C. Pri tak nízkej teplote takmer vôbec nevyžaroval. Tlak žiarenia bol tak nízky, že oblak bol vo veľmi krehkej rovnováhe, mohol sa buď rozplynúť, alebo zmrštiť. Znenazdania, vzruch zvonka spôsobil narušenie rovnováhy. A odvtedy, svojou vlastnou gravitáciou, sa oblak začal zmršťovať!

14 Globuly O tisíce rokov neskôr sa v obrovskom kolabujúcom oblaku vytvorili náhodné zhustenia hmoty nazvané globuly. Ich teplota sa zvýšilila, ale iba na stále studených -205 °C. Ešte stále nevyžarovali viditeľné svetlo a objavili sa iba ako veľmi tmavé zhusteniny na svetlejšom pozadí plynu a hviezd. Naša predslnečná globula bola stredne veľká. Stále však mala šírku viac ako 100 slnečných sústav! Globula sa naďalej zmršťovala. Teraz globula obsahuje hmotu asi 25 sĺnk! Ale pretože je rozložená v tak veľkej oblasti, jej hustota je stále tak nízka, že by sme ju na Zemi označili ako vákuum. Vlastná gravitácia však trvale priťahovala hmotu do seba a miliardy a miliardy ton prachu a plynu pokračovali v zhlukovaní zo všetkých smerov smerom k stredu globuly. Tak teplota globuly stále stúpala. Čoskoro sa ohriala natoľko, že silno vyžarovala v infračervenom pásme...

15 Protohviezda V priehebu rokov sa globula zmrštila do milióntiny jej pôvodného objemu, stále však mala dvojnásobnú veľkosť ako Slnečná sústava! Jej jadro, zahriate zmrštovaním jej hmoty, vyžarovalo teraz dostatočné množstvo energie aby spomalilo kolaps. Jej jadro bolo stabilné a dobre ohraničené. Nazývame ju protohviezda! Aj protohviezda sa naďalej zmrštovala. Protohviezda je stále dvakrát väčšia ako naša Slnečná sústava!... Teraz už postupuje vývoj protohviezdy relatívne rýchlo. V priebehu niekoľkých tisícov rokov skolabovala do priemeru menšieho ako dráha Marsu! Jej stredová teplota prevýšila 56 000 °C, pri ktorej sa oddeľujú elektróny od jadier atómov. S tak veľkým povrchom žiariacim pri teplote 1 650 °C vydávala protohviezda oveľa viac svetla ako Slnko. Ale červené svetlo vyžarované jej povrchom nepochádzalo z nukleárnej fúzie, ale iba z gravitačného zmršťovania, takže to zatiaľ nebola pravá hviezda! Aby sa mohol odohrať hviezdny zrod nášho Slnka, musela sa zmrštiť ešte oveľa viac.

16 Slnko Nakoniec sa protohviezda zmrštila natoľko, až bola menšia ako zemská orbita, potom menšia ako orbita Venuše a Merkúra a potom ešte viac, až to prestala byť protohviezda! Niekde v týchto záverečných štádiách zmršťovania teplota v jadre vzrástla na mnoho miliónov stupňov, dostatočne na to aby sa začali vodíkové jadrá spájať na hélium. A tak sa zrodila hviezda, naše Slnko. Keď jadrové reakcie začali vytvárať veľké množstvá energie bolo Slnko nestabilnou hviezdou, menilo teplotu a svietivosť vplyvom vznikajúcich masívnych a prudkých konvektívnych prúdov v plyne. Štruktúra Slnka sa ustálila v priebehu 25 až 30 miliónov rokov do podoby v ktorej svieti nejakých päť miliárd rokov dodnes.

17 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!

18 Červený obor 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. 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! 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 mnoho krát. 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! Polovica slnečnej hmoty bude odvrhnutá a nechá iba obnažené jadro! Teraz už veľmi blízko jeho koncu sa jadro scvrkne a pokračuje v premieňaní hélia.

19 Biely trpaslík Naša hviezda strávi všetké hélium v jeho jadre. Teraz bez paliva a neschopné vytvárať žiarenie, ktoré by podopieralo jeho vrchné oblasti, Slnko prehrá jeho dlhý boj s gravitáciou. Všetká zostávajúca hmota zkolabuje 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 začne chladnúť, začne hasnúť.

20 Čierny trpaslík Ako budú posledné zvyšky Slnka chladnúť, bude vyžarovať žlté svetlo, potom červené svetlo, a potom vôbec žiadne svetlo. Jeho atómy budú natlačené tak tesne, ako je to len fyzikálne možné a už nebude možné ďalšie zmršťovanie. Bez ďalšej dostupnej energie (ani len gravitačnej energie), bude chladnúť ako veľká vyhorená pahreba veľkosti Zeme. Nakoniec ochladne na rovnakú teplotu ako vesmír naokolo a nebude vyžarovať nič. Na uhlík bohatý čierny trpaslík bude plávať vesmírom. Nebude javiť žiadne náznaky o jeho búrlivých začiatkoch, ani o jeho dlhom strednom veku, ani o jeho predsmrtných kŕčoch. Môže na jeho vesmírnych vandrovkách stretnúť iný veľký oblak plynu.

21 Zhrnutie

22 Rozmery Slnka Vzdialenosť od Zeme- 149,6.106 , maximálna (v aféliu)- 152, ,minimálna (v perihéliu)-147, Priemer- 1, km Hmotnosť- 1, kg ( Zemských hmotností) Objem- 1, km3 ( Zemských objemov) Povrch- 6, km²( Zemských povrchov) Perióda rotácie okolo osi - rovník -24d 6h , póly- asi 35h Sklon osi rotácie k pólu ekliptiky- 7° 15‚ Gravitácia na povrchu (Zem = 1)- 28 Spektrálna trieda- G2V Žiarivý výkon- 3, W Strená vizuálna hviezdna veľkosť- -26,8 mag Absolútna hviezdna veľkosť- + 4,71 mag Priemerná rýchlosť rotácie- 1,9 km/s Úniková rýchlosť- 618 km/s Teplota na povrchu o C Teplota v jadre mil. o C Obeh okolo centra slnečnej sústavy trvá 320 mil. rokov Gravitačné zrýchlenie na povrchu-273,95 m s-2 Hustota-1,408 g/cm³

23 Obrázky