Slunce je obrovská koule horkých plynů, které produkují kolosální energii a světlo a umožňují život na Zemi.
Tento nebeský objekt je největší a nejhmotnější ve sluneční soustavě. Od Země k ní je vzdálenost od 150 milionů kilometrů. Teplo a sluneční světlo k nám dorazí asi osm minut. Tato vzdálenost se také nazývá osm světelných minut.
Hvězda, která ohřívá naši Zemi, se skládá z několika vnějších vrstev, jako je fotosféra, chromosféra a sluneční koróna. Vnější vrstvy sluneční atmosféry vytvářejí na povrchu energii, která probublává a tryská ven z nitra hvězdy a je identifikována jako sluneční světlo.
Složky vnější vrstvy Slunce
Vrstva, kterou vidíme, se nazývá fotosféra nebo koule světla. Fotosféra se vyznačuje jasnými, kypícími granulemi plazmy a tmavšími, chladnějšími slunečními skvrnami, které vznikají, když magnetická pole Slunce protrhnou povrch. Objevují se skvrny a pohybují se přes disk Slunce. Pozorováním tohoto pohybu astronomové usoudili, že naše svítidlootáčí kolem své osy. Protože Slunce nemá pevnou základnu, různé oblasti rotují různými rychlostmi. Oblasti rovníku dokončí celý kruh za přibližně 24 dní, zatímco polární rotace může trvat déle než 30 dní (k dokončení rotace).
Co je to sférická fotka?
Fotosféra je také zdrojem slunečních erupcí: plamenů, které se šíří stovky tisíc mil nad povrchem Slunce. Sluneční erupce produkují záblesky rentgenového, ultrafialového, elektromagnetického záření a rádiových vln. Zdroj rentgenového a rádiového záření je přímo ze sluneční koróny.
Co je chromosféra?
Zóna obklopující fotosféru, která je vnějším obalem Slunce, se nazývá chromosféra. Úzká oblast odděluje korónu od chromosféry. Teplota prudce stoupá v přechodové oblasti, z několika tisíc stupňů v chromosféře na více než milion stupňů v koroně. Chromosféra vyzařuje načervenalou záři jako při spalování přehřátého vodíku. Červený okraj je ale vidět pouze při zatmění. Jindy je světlo z chromosféry obecně příliš slabé na to, aby bylo vidět proti jasné fotosféře. Hustota plazmy rychle klesá a přes přechodovou oblast se pohybuje vzhůru z chromosféry do koróny.
Co je sluneční koróna? Popis
Astronomové neúnavně zkoumají záhadu sluneční koróny. Jaká je?
Toto je atmosféra Slunce nebo jeho vnější vrstvy. Toto jméno bylo dáno protože jeho vzhled se stane zjevným, když dojde k úplnému zatmění Slunce. Částice z koróny zasahují daleko do vesmíru a ve skutečnosti se dostávají až na oběžnou dráhu Země. Tvar je dán především magnetickým polem. Volné elektrony v korónovém pohybu podél magnetických siločar tvoří mnoho různých struktur. Tvary pozorované v koróně nad slunečními skvrnami mají často tvar podkovy, což dále potvrzuje, že sledují magnetické siločáry. Z vrcholu takových "oblouků" mohou vyčnívat dlouhé stuhy ve vzdálenosti průměru Slunce nebo i více, jako by nějaký proces vytahoval materiál z vrcholu oblouků do vesmíru. To zahrnuje sluneční vítr, který vane přes naši sluneční soustavu. Astronomové pojmenovali takové jevy „hadí helma“kvůli jejich podobnosti s zubatými helmami, které nosili rytíři a používali je někteří němečtí vojáci před rokem 1918
Z čeho je koruna vyrobena?
Materiál, ze kterého se tvoří sluneční koróna, je extrémně horký a skládá se ze vzácného plazmatu. Teplota uvnitř koróny je více než milion stupňů, překvapivě mnohem vyšší než teplota na povrchu Slunce, která je asi 5500 °C. Tlak a hustota koróny je mnohem nižší než v zemské atmosféře.
Pozorováním viditelného spektra sluneční koróny byly nalezeny jasné emisní čáry na vlnových délkách, které neodpovídají známým materiálům. V tomto ohledu astronomové navrhli existenci „koronia“jako hlavní plyn v koroně. Skutečná povaha tohoto jevu zůstala záhadou, dokud nebylo zjištěno, že koronální plyny byly přehřáté nad 1 000 000 °C. Při tak vysoké teplotě jsou dva dominantní prvky, vodík a helium, zcela zbaveny svých elektronů. Dokonce i malé látky, jako je uhlík, dusík a kyslík, se svlékl do holých jader. Pouze těžší složky (železo a vápník) jsou schopny udržet část svých elektronů při těchto teplotách. Emise z těchto vysoce ionizovaných prvků, které tvoří spektrální čáry, zůstávala pro rané astronomy až donedávna záhadou.
Jas a zajímavá fakta
Sluneční povrch je příliš jasný a jeho sluneční atmosféra je zpravidla nepřístupná našemu zraku, koróna Slunce také není viditelná pouhým okem. Vnější vrstva atmosféry je velmi tenká a slabá, takže ji lze ze Země vidět pouze v době zatmění Slunce nebo pomocí speciálního koronografového dalekohledu, který zakrytím jasného slunečního disku simuluje zatmění. Některé koronografy používají pozemní dalekohledy, jiné jsou prováděny na satelitech.
Jasnost sluneční koróny v rentgenovém záření je způsobena její obrovskou teplotou. Na druhou stranu sluneční fotosféra vyzařuje velmi málo rentgenového záření. To umožňuje pozorování koróny přes disk Slunce, když ji pozorujeme v rentgenovém záření. K tomu se používá speciální optika, která umožňuje vidět rentgenové záření. VNa počátku 70. let 20. století první americká vesmírná stanice Skylab používala rentgenový teleskop, pomocí kterého byla sluneční koróna a sluneční skvrny nebo díry poprvé jasně viditelné. Během posledního desetiletí bylo poskytnuto obrovské množství informací a obrázků o sluneční koroně. S pomocí satelitů se sluneční koróna stává dostupnější pro nová a zajímavá pozorování Slunce, jeho vlastností a dynamické povahy.
Teplota slunce
I když je vnitřní struktura slunečního jádra skryta přímému pozorování, lze pomocí různých modelů odvodit, že maximální teplota uvnitř naší hvězdy je asi 16 milionů stupňů (Celsia). Fotosféra - viditelný povrch Slunce - má teplotu asi 6000 stupňů Celsia, ale velmi prudce se zvyšuje z 6000 stupňů na několik milionů stupňů v koroně, v oblasti 500 kilometrů nad fotosférou.
Slunce je uvnitř teplejší než zvenčí. Vnější atmosféra Slunce, koróna, je však skutečně teplejší než fotosféra.
Koncem třicátých let Grotrian (1939) a Edlen objevili, že podivné spektrální čáry pozorované ve spektru sluneční koróny byly emitovány prvky jako železo (Fe), vápník (Ca) a nikl (Ni) ve velmi vysokých stupních ionizace. Došli k závěru, že koronální plyn je velmi horký, s teplotami přesahujícími 1 milion stupňů.
Otázka, proč je sluneční koróna tak horká, zůstává jednou z nejzajímavějších hádanek astronomie.za posledních 60 let. Na tuto otázku zatím neexistuje jednoznačná odpověď.
I když je sluneční koróna neúměrně horká, má také velmi nízkou hustotu. K nasycení koróny je tedy zapotřebí pouze malý zlomek celkového slunečního záření. Celkový výkon vyzařovaný v rentgenovém záření je pouze asi jedna miliontina celkové svítivosti Slunce. Důležitou otázkou je, jak je energie transportována do koróny a jaký mechanismus je za transport zodpovědný.
Mechanismy pro napájení sluneční koróny
V průběhu let bylo navrženo několik různých mechanismů koronové energie:
- Akustické vlny.
- Rychlé a pomalé magnetoakustické vlny těles.
- Alfven vlnová tělesa.
- Pomalé a rychlé magnetoakustické povrchové vlny.
- Proud (nebo magnetické pole) je ztráta.
- Toky částic a magnetický tok.
Tyto mechanismy byly testovány jak teoreticky, tak experimentálně a dosud byly vyloučeny pouze akustické vlny.
Dosud nebylo prozkoumáno, kde končí horní hranice koruny. Země a další planety sluneční soustavy se nacházejí uvnitř koróny. Optické záření koróny je pozorováno na 10-20 slunečních poloměrech (desítky milionů kilometrů) a kombinuje se s fenoménem zodiakálního světla.
Magnetický Corona Solar Carpet
Nedávno byl „magnetický koberec“spojen s hlavolamem koronálního ohřevu.
Pozorování s vysokým prostorovým rozlišením ukazují, že povrch Slunce je pokryt slabými magnetickými poli soustředěnými v malých oblastech opačné polarity (kobercový magnet). Tyto magnetické koncentrace jsou považovány za hlavní body jednotlivých magnetických trubic přenášejících elektrický proud.
Nedávná pozorování tohoto „magnetického koberce“ukazují zajímavou dynamiku: fotosférická magnetická pole se neustále pohybují, vzájemně se ovlivňují, rozptylují se a vystupují na velmi krátkou dobu. Magnetické opětovné spojení mezi magnetickým polem opačné polarity může změnit topologii pole a uvolnit magnetickou energii. Proces opětovného připojení také rozptýlí elektrické proudy, které přeměňují elektrickou energii na teplo.
Toto je obecná představa o tom, jak může být magnetický koberec zapojen do koronálního ohřevu. Nelze však tvrdit, že „magnetický koberec“v konečném důsledku řeší problém koronálního ohřevu, protože kvantitativní model procesu dosud nebyl navržen.
Může slunce zhasnout?
Sluneční soustava je tak složitá a neprobádaná, že senzační výroky jako: „Slunce brzy zhasne“nebo naopak „Teplota Slunce stoupá a život na Zemi bude brzy nemožný“zní směšně mírně řečeno. Kdo může dělat takové předpovědi, aniž by přesně věděl, jaké mechanismyv srdci této tajemné hvězdy?!
