Slunce

Úvod

Slunce je sice jen obyčejná hvězda, podobná těm, které vídáme na noční obloze, ale pro nás je velmi důležitá. Bez ní by naše Země byla tmavá a studená a žádný život by na ní nikdy nevzniknul. Slunce leží v rovině Galaxie, na vnitřním okraji spirálního ramene Oriona směrem k centru. Kolem centra Galaxie obíhá po téměř kruhové dráze. Jeden oběh trvá 230 miliónů let. Za dobu své existence Slunce kolem středu Galaxie oběhlo asi 20 krát.

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.
Pro lepší představu o velikosti Slunce, jeho průměr je 109 krát větší než průměr Země a zabírá více než miliónkrát větší prostor. Povrch Slunce, který vidíme, má teplotu 6 000 °C a uprostřed Slunce, kde se generuje sluneční světlo dosahují teploty až 40 miliónů stupňů Celsia.

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.

Vrstva v zářivé rovnováze

Jádro obklopuje Vrstva v zářivé rovnováze, široká 500 tisíc km. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu přibližně 100 tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním hmotou a znovu vyzářením v náhodném směru.

Konvektivní zóna

Proudy horké sluneční hmoty v Konvektivní zóně proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Šířka tohoto pásma je asi 200 tisíc km.

Fotosféra

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.

Chromosféra

Chromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. 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.
Koróna
Oblast nad chromosférou nazýváme koróna. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce je paradoxně vyšší než teplota fotosféry.

Reakce

Všechna sluneční energie se uvolňuje přeměnou vodíku v hélium v jádru Slunce. Tam je totiž vhodná hustota (desetkrát větší než hustota olova) a teplota (15 milionů stupňů). Protony se při takové teplotě pohybují rychlostí několika set km za sekundu a lehké elektrony až deset tisíc kilometrů za sekundu. Při těchto podmínkách do sebe částice neustále prudce narážejí. Některé srážky protonů jsou tak prudké, že se překoná jejich elektrická odpudivost, dostanou se k sobě až do vzdálenosti jedné biliontiny milimetru. V této blízkosti mezi nimi působí mohutná jaderná přitažlivost a jádra splynou – tomu procesu říkají odborně fúze atomových jader. Ve Slunci se každou sekundu mění fúzí pět set šedesát milionů tun vodíku a ubudou 4 miliony tun hmotnosti. Ty se přemění podle Einsteinovy rovnice na dvě stě trilionů joulů záření.

Záření

Ze Slunce Vyzařují 2 typy záření: neutrinové (unáší 4 % uvolněné energie) a fotonové (které unáší 96%). Neutrinové záření uniká přímou čarou ven ze Slunce – jakoby pro ně nesmírné masy hořejších vrstev Slunce neexistovaly. Nejcitlivější neutrinová observatoř je v japonském městě Kamioka . Tam se podařilo zachytit neutrina ze supernovy 1987a v Magellanově oblaku.

Pozorovatelné jevy na Slunci

Sluneční aktivita

Množství a intenzita nejrůznějších projevů sluneční aktivity v průběhu času kolísá. Sluneční činnost vykazuje zatím nejsilnější periodu přibližně 11 let dlouhou, během níž se mění množství a mohutnost slunečních skvrn, počet erupcí, protuberancí atd. Perioda je nazývána cyklem sluneční aktivity. Jsou však známy i delší cykly sluneční aktivity, které však zatím nejsou díky krátké době, kdy Slunce pozorujeme, podrobněji prozkoumány.

Erupce

Jsou jedním z nejznámějších a nejvýznamnějších projevů sluneční aktivity. Zjednodušeně řečeno je sluneční erupce prostorově omezeným místem v chromosféře (přesněji řečeno na rozhraní mezi chromosférou a spodní korónou), kde došlo v krátké době k uvolnění obrovského množství energie, která ohřála hmotu v dané oblasti na řádově milióny (v některých případech až desítky miliónů) stupňů.

Protuberance

Protuberance (filamenty) jsou výtrysky sluneční hmoty, které vypadají jako ohnivé jazyky, desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Vedle méně častých erupcí jsou protuberance nejpozoruhodnějšími a nejnápadnějšími projevy sluneční aktivity.

Sluneční skvrny

Skupiny slunečních skvrn jsou chladnější místa ve sluneční fotosféře. Díky velmi silným magnetickým polím dochází ke zbrždění přenosu energie (tepla) z podpovrchových oblastí na povrch. Díky zmenšenému přísunu energie se místo ochladí (asi o 1200 stupňů Celsia) a jeví se nám jako tmavší.

Spikule

Nejběžnějším útvarem vznikajícím v chromosféře jsou spikule, dlouhé, tenké „prsty“ zářícího plynu, které vypadají jako trsy stébel žhoucí trávy, vyrůstající do chromosféry z nitra fotosféry. Bylo pozorováno, že spikule dosáhnou horních vrstev chromosféry (až 10 000 km nad fotosférou) a zase se stáhnou zpět asi během deseti minut.

Sluneční vítr

Směrem od Slunce a jeho koróny neustále teče proud horkého ionizovaného plazmatu, subatomárních částic, známý jako sluneční vítr. Částice tvořící slun. vítr se pohybují rychlostí 750 000 až 3 mil. km/h a dosahují až do nejvzdálenějších oblastí sluneční soustavy. Do vzdálenosti 150 mil. km se sluneční vítr pohybuje směrem od Slunce po spirálové dráze a rotuje spolu se Sluncem. Za touto hranicí se šíří přímočařeji a je méně ovlivněn magnetickým polem Slunce. Každou hodinu se uvolní ze Slunce do prostoru v podobě slunečního větru asi 3 000 tun subatomárních částic. Abychom si mohli udělat představu, jak je Slunce veliké – sluneční vítr by tímto tempem odnesl veškerou sluneční hmotu až za 200 biliónů let.

Zánik Slunce a Země

Za několik miliard let nastane poslední hezký den. Několik miliónů let poté se bude Slunce zvětšovat, Země zahřívat, mnoho forem života zanikne, pobřeží ustoupí, oceány se rychle vypaří. Atmosféra unikne do prostoru a Slunce se změní na červeného obra, Země vyschne, bude pustá a bez vzduchu. Slunce vyplní větší část oblohy a může Zemi pohltit.

Hodnocení referátu Slunce

Líbila se ti práce?

Podrobnosti

  17. říjen 2007
  10 513×
  1030 slov

Komentáře k referátu Slunce

Kárl
Díky, pomohlo. 8)
Míša
Je to zajímavé děkuji
naty
děkuju za radu
pter
Ujjjjj moc podrobny