OSOBNÍ STRANA

PLANETY

SLUNÍČKO

VESMÍR A VůBEC

LINKY



obrázek Sluníčka

Slunce

Hmotnost

1,987 . 1030 kg

Poloměr

695 990 km

Rychlost rotace na rovníku 

2,03 km.s-1

Povrchová teplota 

5 770 K

Centrální teplota

15 . 106 K

Centrální hustota

160 g.cm-3 

Střední hustota 

 1,409 g.cm-3

Střední perioda sluneční aktivity

11,04 r

Spektrální typ

G2

Gravitační zrychlení

273,98 m.s-2

 

 

Slunce - centrální těleso sluneční soustavy. Slunce je obyčejná, relativně malá hvězda ze 150 mld. hvězd naší Galaxie. Je vzdálené asi 30 000 svět. let od centra Galaxie a nachází se ve vnitřním okraji jednoho z jejích spirálních ramen. Okolo jádra Galaxie obíhá rychlostí 250 km.s-1, jeden oběh udělá za 250 mil. let. Podle spektrální klasifikace je Slunce hvězdou spektrálního typu G2.

Vznik hvězdy  

Hvězdy vznikají v celých skupinách v obřích prachoplynných mlhovinách, kde je převážná část hmoty tvořená vodíkem. Prachoplynná mlhovina je zpravidla ve stavu rovnováhy mezi gravitační silou a tlakem plynu. V dostatečně velkých mlhovinách o velké hmotnosti dochází ke hmotnějším lokálním shlukům. Převládnutí gravitačních sil má za následek prakticky volný pád látky k těžišti shluku. Proces se urychluje, dojde ke vzniku mnoha globulí. S růstem hmotnosti a tlaku roste i teplota. 
Dosáhne - li 2 500 - 3 000 K na okraji, vzniká útvar zvaný protohvězda. Zrození hvězdy z tohoto útvaru nastane  v okamžiku dalšího smrštění, když se v jejím středu vlivem velké teploty zažehne termonukleární reakce.

Jádro Slunce  

Je centrální oblastí slunce s poloměrem 1/4 poloměru slunce. V jádře se dosahuje teploty 13 . 106 K, tlak 2 . 107GPa a hustota 100 g.cm-3 .V této oblasti se termonukleárními reakcemi mění vodík na hélium a produkuje se 99 % skluneční eneergie. Nad jádrem je oblast zářivé rovnováhy, kde záření vycházející z jádra se pohlcuje a znovu vyzařuje.

Atmosféra Slunce  

Slunce jako plazmové těleso nemá pevný povrch. Kulová vrstva, která se pozoruje na obloze jako sluneční povrch je fotosféra, tenká neprůhledná vrstva plynu, tlustá přibližně 300 km, s průměrnou teplotou kolem 5 770 K.
Relativně hustá fotosféra plynule přechází do řídší vyšší vrstvy - chromosféry. Ta je hrubá asi 16 000km a její vrchní část přechází při náhlém vzsrůstu tepoloty až na 106K do sluneční koróny.
Zastoupení prvků v atmosféře Slunce

Prvek

Objem(%)

Hmotnost (mg cm-3)

Vodík 81,760 1200
Helium 18,170 1000
Uhlík 0,003 0,5
Dusík 0,01 2,0
Kyslík 0,03 10,0
Sodík 0,0003 0,1
Hořčík 0,02 10,0
Hliník 0,0002 0,1
Křemík 0,006 3,0
Síra 0,003 1,0
Draslík 0,00001 0,003
Vápník 0,0003 0,2
Titan 0,000003 0,003
Vanad 0,000001 0,001
Chrom 0,000006 0,005
Mangan 0,00001 0,01
Železo 0,0008 0,6
Kobalt 0,000004 0,004
Nikl 0,0002 0,2
Měď 0,000002 0,002
Zinek 0,00003 0,03

Sluneční skvrny  

Jsou místa ve fotosféře, která mají nižší teplotu než okolí a díky tomuto kontrastu se jeví jako tmavá. Životnost slunečních skvrn je různá od několika hodin až po několik otoček Slunce.
Skvrna samotná má poměrně složitou strukturu. Jádro tvoří tmavší oblast - stín (umbra), obklopený nepravidelným světlejším pásem - polostínem (penumbra). Sluneční skvrna má nepravidelný tvar a polostín jen velmi zhruba odpovídá základnímu tvaru stínu.
Větší skupiny slunečních skvrn jsou místy se zvýšenou aktivitou, v nichž dochází i k řadě jiných, většinou vysoce energetických dějů. Kromě toho se počet skvrn mění v periodě jedenácti let, přičemž maximum výskytu skvrn odpovídá maximu sluneční činnosti.

Protuberance  

Jsou to výrony slunečního plazmatu, někdy dost dlouhé stabilní, mohou dosahovat až do vzdálenosti 1,5 mil. km od povrchu Slunce.Vznikají zejména nad aktivními oblastmi slunečního povrchu a  mají různý charakter.
Některé jsou velmi klidné a přetrvávají mnoho týdnů. Aktivní protuberance jsou dynamičtější a trvají řadu hodin, eruptivní protuberance trvají krátce, avšak rychlost proudění hmoty při nich dosahuje několika set kilometrů za sekundu. Jsou pozorovatelné na okraji slunečního disku při úplném slunečním zastmění, anebo pomocí zvláštního dalekohledu - koronografu.

Sluneční koróna  

Tvoří největší složku sluneční atmosféry. Je to rozsáhlý oblak velmi řídkého plynu, který sahá do vzdálenosti nejméně 50 poloměrů Slunce a postupně přechází do meziplanetárního prostoru. Koróna má velmi vysokou teplotu, až 7 mil. K a je výrazně nehomogenní. Vyskytují se v ní zvláš´t horká místa, koronární paprsky.
Tvar koróny se mění, od téměř pravidelného tvaru s paprsky v době maxima sluneční činnosti po tvar zúžený v rovině slunečního rovníku v době minima sluneční činnosti. Koróna je pozorovatelná ze Země jen v době úplných slunečních zatmění, anebo koronografy z vysokohorských observatoří.

Linky na stranky týkající se Slunce