Deník

zde najdete všechno možné, od hudby, sportu, přírodě atd..........

Slunce je v poslední době klidné, vědci nevědí proč


Slunce je v poslední době klidné, vědci nevědí proč

Slunce je nejslabší za posledních sto let. Jeho povrch je už dlouho velmi klidný, nejsou na něm skvrny a jen velmi málo slunečních erupcí. Vědci přitom očekávali, že teď začne jeho aktivita růst. O tom, proč se tak neděje, chtějí podle BBC diskutovat na konferenci britští astronomové.
Sluncefoto: Profimedia.cz

Slunce

Životadárná hvězda prochází jedenáctiletými cykly aktivity. Na jejím vrcholu se z povrchu uvolňuje obrovské množství energie, kterou je možné pozorovat v podobě masivních erupcí horkého plynu v oblastech slunečních skvrn. Poté vždy následuje klidnější období.

Loni vědci předpověděli, že aktivita Slunce začne po době útlumu opět růst. Místo toho ale letos naměřili padesátileté minimum v tlaku solárních větrů, radiové záření nejnižší za posledních 55 let a sluneční aktivitu nejmenší dokonce za poslední století.

Útlum v 17. století způsobil na Zemi malou dobu ledovou

Podle Louise Haraové z londýnské Univerzitní koleje není jasné, proč k tomu dochází, ani kdy začne být Slunce aktivnější. "V současnosti máme vědecké studie, které předpokládají, že již brzy vstoupíme do běžného období aktivity. Jiné ale tvrdí, že směřujeme k novému minimu," demonstruje názorovou rozdělenost odborné veřejnosti.

V polovině 17. století takový útlum trval 70 let a na Zemi způsobil malou dobu ledovou. Odborníci tuto periodu označují termínem Maunderovo minimum a podle některých by jeho opakování mohlo vyrovnat důsledky globálního oteplování Země.

Aktivita Slunce klesá, teploty na Zemi ale rostou

Mike Lockwood ze Southamptonské univerzity se ale domnívá, že tento názor je příliš zjednodušující. "Kdyby slábnutí Slunce mělo ochlazující efekt, už bychom to pozorovali," míní vědec, který jako jeden z prvních zaznamenal, že aktivita Slunce od roku 1985 postupně klesá, zatímco teploty na Zemi rostou.

V roce 1985 podle něj sluneční aktivita dospěla do své maximální fáze. "Nyní vstupujeme do střední fáze po období, v němž Slunce dosáhlo maximálně deseti procent své aktivity," vysvětluje Lockwood. Nové Maunderovo minimum neočekává dříve než za sto let.

Slunce

Slunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě přibližně 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrny, protuberance, erupce i jiné sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářením v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem i proudem nabitých částic.

Charakteristika Slunce

Slunce je hvězdou průměrné velikosti a ani  jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie (cca. 30 000 světelných let od jejího středu). Můžeme ho zařadit k typickým hvězdám naší galaxie a trvá mu více než 225 miliónů let, než oběhne galaktický střed společně se členy sluneční soustavy. Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina). U Země je tok sluneční energie 1,4 kW/m2. Hmotu Slunce tvoří převážně vodík, v menší míře helium a stopové množství dalších prvků. Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova - 130 g/cm3) a směrem k povrchu klesá až na 0,001 g/cm3. V průměru je však Slunce jen o něco hustší než voda. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů. Slunce má výrazné magnetické pole, do kterého je ponořena celá Sluneční soustava. Slunce je jediná hvězda, která je k nám natolik blízko, že na ní můžeme pozorovat jednotlivé detaily. Je to fascinující objekt ke studiu, ale pozorovatel  se nikdy nesmí podívat dalekohledem přímo na Slunce, nejlepší je použít projekční dalekohledy - čočkový nebo zrcadlový.

Základní data o Slunci

Hmotnost   1,989×1030 kg
Průměr   1 400 000 km
Teplota povrchu   5 700 K
Teplota jádra   15 000 000 K
Doba otočení  
kolem osy
  25 dní rovník;  
36 dní póly
Chemické složení  
H 92,1 % 
He  7,8 %
O 0,061 %
C 0,03 %
Průměrná hustota   1,4 g/cm3
Indukce mg. pole   (10 až 300)×10-6 T
Spektrální třída   G 2
Hustota výkonu   0,19 mW/kg
Celkový výkon   4×1026 W
Tok energie u Země   1,4 kW/m2
Úniková rychlost   618 km/s
Tíhové zrychlení   28 g
Magnituda   Relativní  -26,8 mag
Absolutní +4,1 mag
 

Struktura Slunce

Struktura Slunce

Jádro

Jádro je energetickým zdrojem nejen Slunce, ale i celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát větší než voda a teplotu 15 milionů Kelvinů. V tomto dokonalém reaktoru probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku na hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů. Schéma naznačuje nejrozšířenější typ reakce v našem Slunci - tzv. proton-protonový řetězec.

pp-řetězec

Vrstva v zářivé rovnováze 

V ní se energie z termonukleárních reakcí šíří směrem ven rozptylem záření. Energie uvolněná v jádře ve formě gama-záření se postupně mění na záření s většími vlnovými délkami, protože se zde mnohonásobně fotony pohltí a opět vyzáří. Jeden gama foton vyzářený ve středové oblasti se tedy po pohlcení opět vyzáří, avšak v podobě více fotonů s nižší energií, přičemž součet energií vyzářených fotonů se rovná energii pohlceného gama fotonu (platí zde zákon zachování energie). Toto se děje mnohokrát a díky tomuto není přenos energie přímočarý – fotony se často vyzařují směrem zpět do centrální oblasti. Z tohoto důvodu trvá přenos energie od středu Slunce po fotosféru až miliony let.

Konvektivní zóna

Ve vzdálenosti přibližně 0,8 poloměru Slunce od slunečního středu se fyzikální podmínky mění natolik, že zde převládá přenos energie prouděním (konvekcí). Teplota nestačí na ionizaci plynu a volné elektrony se začínají spojovat s jádry atomů a vytvářejí se tak neutrální atomy. Díky tomuto se zvyšuje schopnost plynu pohlcovat energii a roste tak jeho neprůzračnost. Toto ztěžuje přenos zářivé energie z hlubších vrstev a způsobuje zvýšený pokles teploty. V důsledku tohoto velikého poklesu teploty látka nemůže zůstat v klidu a nastává promíchávání plynu – konvekce.

Vztlaková síla vynáší horké masy plynu z vnitřních vrstev Slunce na povrch, tam se vyzářením energie ve formě světla ochlazují a opět klesají do hlubších vrstev. Konvekce vyvolává některé projevy sluneční činnost, např. granulaci, protuberance, skvrny, sluneční vítr atd. S tímto souvisí i vznik zvukových, magnetohydrodynamických a gravitačních vln, které se zúčastňují na přenosu energie do vyšších vrstev sluneční atmosféry a způsobují zvýšení jejich teploty.

FotosféraFotosféra

Viditelný povrch Slunce, zvaný fotosféra, má teplotu asi 5 800 K. Je pro něj charakteristická tzv. granulace - vrcholky vzestupných a sestupných  proudů z konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Z fotosféry jsou vyvrhovány protuberance - oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli.

Chromosféra

Chromosféra, tzv. "barevná vrstva", je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Tvoří ji zářící červený vodík. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Je to pravděpodobně způsobeno rozpadem různých typů nestabilit plazmatu, které chromosféru ohřívají. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce - náhlá zjasnění v chromosféře.

KorónaKoróna

Oblast nad chromosférou nazýváme koróna. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Můžeme ji spatřit jen při zatmění. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5×106 K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 700 K). Rekonekce magnetických silokřivek a turbulentní brždění spolu s tlumením magnetoakustických vln právě v koróně je pravděpodobnou příčinou této vysoké teploty koróny.

Vnější projevy Slunce

ProtuberaceProtuberance

Protuberance jsou výtrysky sluneční hmoty desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Jejich tvar kopíruje silokřivky lokálního magnetického pole. Klidné protuberance jsou celkem stabilní a mohou existovat až několik měsíců. Naopak eruptivní jsou mnohem intenzivnější a dosahují až dva miliony kilometrů od Slunce.

ErupceErupce

Náhlá zjasnění ve fotosféře a chromosféře doprovázená výrazným uvolněním hmoty a energie. Erupce produkuje ultrafialové záření o velmi krátkých vlnových délkách. Může dojít až k odtržení oblaku plazmatu se zamrzlým magnetickým polem, který putuje Sluneční soustavou. Zachytí-li tento oblak magnetosféra naší Země, dojde k výrazným polárním zářím a magnetickým bouřím.

Sluneční skvrnySluneční skvrny

Sluneční skvrny jsou tmavší oblasti na povrchu Slunce. Tyto útvary, někdy velké i 50 tisíc km, vznikají interakcemi magnetického pole Slunce a vzhledem k nižší teplotě se jeví jako tmavé oblasti. Velká skvrna má v centrální části tmavý stín zvaný umbra, který obklopuje jasnější oblast - tzv. preumbra. Maximální životnost slunečních skvrn je několik měsíců, většinou však jen pár dní. Nejvíce skvrn se objevuje v době maxima sluneční činnosti, která nastává asi jednou za jedenáct let. V této době jsou také nejsilnější erupce, které mohou zasáhnout až Zemi a její magnetické pole.

SupergranulaceGranulace a supergranulace

Granulace na povrchu Slunce má buněčnou strukturu, která je tvořena jasnými granulemi a tmavým mezigranulovým prostorem. Granulace je způsobena konvekcí sluneční hmoty a průměrná životnost jednotlivých granulí se pohybuje kolem 8 minut, v ojedinělých případech může jednotlivá granule vydržet až 15 minut. Během svého vývoje mění granule svůj jas a to v závislosti na výšce v atmosféře. Střední hodnota fluktuace granulí je 0,09-0,13 průměrného jasu spojitého záření. Mnoho granulí vybuchuje. Vybuchující granule vytvářejí prstenec, který se rozpadne na části. Doba tohoto často pozorovatelného jevu je asi 10 minut. Supergranulace je systém velkorozměrných buněk (řádově 30 000 km) se stejnou rychlostí, které můžeme pozorovat ve fotosféře dále od centra slunečního disku jako obraz horizontálních pohybů. Tento obraz zůstává podobný po celou fázi slunečního cyklu v klidných oblastech. V aktivních oblastech buňky zvětšují svůj rozměr až o 10 %. Původ těchto buněk je pravděpodobně konvektivní a shodují se s buňkami konvektivní zony velkých rozměrů. Supergranulace není viditelná v optickém spektru a jen velmi málo v infračerveném. Pozorovatelná je díky doplerometrům.

SpikuleSpikule

Úzké výtrysky plynů z chromosféry s dobou života několik minut. Dosahující velikosti několik tisíc kilometrů. Shromažďují se na okraji supergranulačních oblastí.

Magnetické pole

Magnetické pole Slunce je ovlivněno rotací Slunce. Silokřivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulovéhoMagnetické pole - plocha nulového pole pole je v ekvatoriální oblasti výrazně rozvlněna. Planeta tak při Magnetické polepohybu kolem Slunce střídavě prochází oblastmi s různým směrem magnetického pole.

Sluneční vítr

Sluneční vítr je označení pro proudy nabitých částic, vyvržených ze Slunce tlakem záření. Sluneční vítr v podstatě vytváří vnější atmosféru Slunce - korónu, která prostupuje celou Sluneční soustavou. Sluneční vítr interaguje s magnetosférami planet a komet. Vytváří rázové vlny a tvaruje magnetické pole planet. Při průniku částic do magnetosféry Země dochází k polárním zářím a magnetickým bouřím.

Nejčastějším projevem sluneční aktivity na povrchu Země je mihotavé světlo polární záře, kteréPolární záře vzniká v horních oblastech zemské atmosféry. Severní záře má svou obdobu i na jižní polokouli a je způsobena elektricky nabitými částicemi ze Slunce. Když se tyto částice srážejí atomy kyslíku, dusíku a ostatních plynů v zemské atmosféře, dochází k jejich ionizaci. při následné rekombinaci vzniká světlo - polární záře.

Fotografie Slunce

Aktuální družicové snímky Slunce
Jasná, pokroucená mračna horkého plynu prozrazují bouřlivé děje, tmavá místa klidné oblasti zvané koronální díry. Tyto snímky získané v ultrafialovém světle představují pro vědce jejich běžné mapy "počasí" na Slunci. Příležitostně se objeví solar flare jako malá, jasná tečka.
Různé barvy snímků prozrazují odlišné vlnové délky - každá vlnová délka je vyzařována plynem o určité teplotě: oranžová: 80 000 °C, modrá: 1 000 000 °C, zelená: 1 500 000 °C, hnědá: 2 500 000 °C.
Tyto snímky jsou získány družicí SOHO.

1. Protuberace; 2. Úplné zatmění Slunce; 3. Detail slunečních skvrn; 4. Magnetosféra Slunce

5. Pohled na Slunce v minimu a maximu aktivity; 6. Detail povrchu Slunce, H alfa; 7. Slunce, H alfa; 8. Prstencové zatmění Slunce

21.04.2009



Komentáře

0 komentářů:

přidat komentář

<< úvod

© 2007 copyright - Zásobování a.s, © copyright - relevantní autoři článků, šablona: blog.txt.cz

TXT.cz
HLEDAT | UPOZORNIT
Vytvořit blog | Přihlásit se