interaktívne zoznámenie s kozmom
Otvorené pri príležitosti 120. rokov od narodenia M. R. Štefánika
|
|
interaktívne zoznámenie s kozmom |
Teraz ste tu: Stefanik » Slnečná sústava » Naše Slnko » Štruktúra Slnka home astroportal.sk
Jadrové reakcie ktoré práve poháňajú celú slnečnú sústavu, sa odohrávajú v centre Slnka. 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.
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!
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.
Fotosféra, možno iba 160 km hrubá vrstva, 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 je polopriehľadná vrstva plynov pozorovateľná iba pri použití špeciálneho filtra alebo počas slnečného zatmenia. Pri svojej hrúbke medzi 9 600 a 16 000 km je relatívne tenká vrstva chromosféry 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!
Koróna je vonkajšia atmosféra Slnka a je ešte viac blízka vákuu ako chromosféra! Stotisíc krát menej jasná ako fotosféra koróna naozaj nie je sférická. Namiesto toho 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.
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.
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.
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.
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 1946. 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.
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 16 000 km, spikule nevybuchujú náhodne. Skôr sa zoraďujú do sietí, mohutných supergranulovaných buniek s plazmou stúpajúcou uprostred a klesajúcou na vonkajších okrajoch.
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.
[Viac o cykloch slnečných škvŕn]
Predpokladáme, že diferenciálna rotácia Slnka sa výrazne podiela na zoskupovaní škvŕn. Najprijímanejšia teória vzniku slnečných škvŕn zahŕňa magnetické polia Slnka. 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 1840-1841 pozorovaná a študovaná plných 18 mesiacov! Aj nedávno sa vyvinula na Slnku obzvlášť veľká a trvácna škvrna označená číslom 9393.
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.
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.
Posledná zmena:
© 2000 Štefánikova nadácia na podporu
astronómie na Slovensku (napíšte nám)