Informace o Slunci
Slunce – naše centrální hvězda,
Slunce je hvězda nejbližší k nám. Je to obrovská, světelná koule plynu jako ostatní hvězdy ve vesmíru.
skládá se z několika částí.,
k Dispozici je přístup k nejnovější solární snímky (z pozemských dalekohledů a SOHO), prostřednictvím specializované webové stránky na Observatoire de Paris.,
Corona
Fotografie Sluneční korony, získané během zatmění slunce 11. srpna 1999 (Philippe Duhoux – ESO)
corona (což znamená „koruna“) je vnější plášť Sluneční atmosféře. To je extrémně horká zóna s teplotami dosahující až o 2 miliony stupňů; to je způsobeno tím, dopravy, energie z vrstvy níže pomocí magnetických polí.
koronu můžete vidět pouze přímo během úplného zatmění Slunce., I když tak jasná jako Měsíc v úplňku, corona je normálně „utopil“ v slunečního světla, které je rozptýlené v Zemské atmosféře – denní obloze poblíž Slunce je prostě příliš světlý vidět okolní koróny.
během úplného zatmění Slunce Měsíc blokuje světlo ze sluneční fotosféry a obloha je dostatečně tmavá, aby byla Korona viditelná.
Profesionální astronomové vyvinuli speciální dalekohled, tzv. coronograph, že je možné vidět a fotografovat corona, i mimo sluneční zatmění.,
chromosféra
fotografie sluneční chromosféry.
chromosféra (což znamená „barevná koule“) je průhledná vrstva těsně nad fotosférou. Rozkládá se od několika set kilometrů nad vrcholem fotosféry a směrem ven do výšky asi 2000 km, kde se spojuje s koronou.
v této vzdálenosti se teplota chromosféry zvyšuje ze 4300 stupňů na více než 400 000 stupňů. Jedná se o více či méně souvislou vrstvu.,
bezprostředně před a po úplném zatmění Slunce je chromosféra viditelná jako půlměsíc nebo diamantový prsten načervenalé barvy. Vnější zatmění je vidět v monochromatickém světle atomů vodíku (spektrální linie H-alfa).
Fotosféra
Fotografie ze Sluneční fotosféry
fotosféra je viditelný „povrch“ Slunce. Název znamená „sféra světla“. Z této tenké vrstvy – která je hluboká jen asi 300 km – je většina sluneční energie emitována ve formě viditelného a infračerveného záření., Je zvláště dobře viditelný v bílém světle nebo ve světle ionizovaného vápníku (spektrální linie K).
teplota ve fotosféře trvale klesá z asi 6400 stupňů na základně na asi 4400 stupňů nahoře, kde se spojuje s chromosférou výše.
fotosféra má“ zrnitou “ strukturu s jednotlivými buňkami o průměru asi 1000 km. Nazývají se granulace a mění se každých pár minut. Jsou způsobeny stoupajícími (konvektivními) buňkami horkého plynu.,
Mezi další fotosférické vlastnosti patří sluneční skvrny, faculae a vláknité struktury, všechny spojené se silnými magnetickými poli. Téměř všechny rysy spektra viditelného světla slunce pocházejí z fotosféry, včetně tmavých Fraunhoferových linií (pojmenovaných podle německého fyzika, který je poprvé popsal na počátku 19.století).
sluneční skvrny
Detailní záběr skupiny slunečních skvrn.
sluneční skvrny jsou tmavé oblasti ve fotosféře Slunce, které jsou chladnější než jejich okolí., Obvykle se objevují ve dvojicích nebo skupinách a jsou spojeny s velmi silnými magnetickými poli.
spotové velikosti se liší od „malých“ asi 15 000 km napříč (tedy kolem velikosti Země) až po obrovské skupiny přesahující 150 000 km. Většina z nich má tmavé centrální oblasti zvané „umbra“ (to je asi 1600 stupňů chladnější než fotosféra), který je obklopen méně tmavé oblasti zvané „polostínu“ (asi 500 stupňů chladnější než fotosféra).
počet slunečních skvrn se liší v cyklu trvajícím asi 11 let. Na začátku je Slunce (téměř) bez skvrn., Několik míst se pak objevuje vysoko na severní a nízké Jižní sluneční polokouli. Pak zmizí a nové skvrny se postupně a blíže k slunečnímu rovníku.
Další jevy ve sluneční atmosféře,
|
|
|
|
Světlice (foto vlevo) ve sluneční atmosféře., Na pravé fotografii, obrovský důraz je viditelný v levém dolním rohu |
|
sluneční atmosféra je velmi aktivní místo. Velké množství horkého plynu se pohybuje a formy se neustále mění. Světlice jsou zjasnění na povrchu, které jsou spojeny s re-uspořádání magnetického pole s výbuchem energie. Velké mraky jsou někdy zvedl vysoko nad fotosféry a může pak být vnímána jako protuberancí .
oba tyto jevy jsou nejlépe viditelné pomocí speciálních optických filtrů, které izolují světlo od vodíku.,
interiér
vnitřek Slunce
(NB! Tento diagramme je zástupný symbol, který bude brzy vyměněn za jiný, speciálně navržený pro tuto webovou stránku).
je běžné rozdělit vnitřek slunce na tři odlišné zóny:
- Nejvyšší je konvektivní zóna . Rozkládá se dolů od dna fotosféry do hloubky asi 15% poloměru Slunce. Zde je energie převážně transportována nahoru (konvekčními) proudy plynu.,
- Radiativní zóna je pod konvekční zónou a sahá dolů k jádru. Zde je energie transportována ven zářením a nikoli konvekcí. Od horní části této zóny ke dnu se hustota zvyšuje 100krát.
- jádro zaujímá centrální oblast a jeho průměr je asi 15% průměru celé hvězdy. Zde se vyrábí energii pomocí jaderné syntézy procesy, jejichž prostřednictvím vodíkových jader se spojily k výrobě jádra hélia. Teplota se pohybuje kolem 14 milionů stupňů.,
fyzické údaje slunce
níže uvedená tabulka obsahuje některé fyzické údaje pro Slunce.
| Vlastnost | Slunce |
| Hmotnost | 2 x 10 30 kg = 335,000 masy Země |
| Průměr | 1,4 milionů km = 109 průměrů Země |
| Hustota | 1400 kg/m 3 (Vody je 1000 kg/m 3 ) |
| Věk | Cca., 4600 milionů let |
| Světelnost (produkce energie) |
4 x 10 23 kW |
| Povrchová teplota | Asi 5500 °C (5800 K) |
| Střední teplota | Asi 14 milionů stupňů. |
| Složení (atomová hmotnost) |
74.5% vodíku, 23.5% helia a 2% těžších prvků, např. kyslíku, uhlíku a dusíku |
| Složení (podle počtu atomů) |
94 % vodík 6% helia a těžších prvků |