Slunce

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

**Slunce**
Pozorování
Pohled na Slunce ze sondy SOHO.
Střední vzdálenost od Země	149,6×10⁶ km (8,31 světelné minuty)
Hvězdná velikost (V)	−26,8^m
Absolutní hvězdná velikost	4,8^m
Elementy dráhy
Střední vzdálenost od středu Mléčné dráhy	2,5×10¹⁷ km (26 000 světelných let)
Galaktická perioda (oběžná doba)	2,26×10⁸ a
Orbitální rychlost	217 km/s
Fyzikální charakteristiky
Průměr	1,392×10⁶ km (109 Zemí)
Zploštění	9×10^-6
Povrch	6,09×10¹² km² (11 900 Zemí)
Objem	1,41×10¹⁸ km³ (1 300 000 Zemí)
Hmotnost	1,9891 × 10³⁰ kg (332 950 Zemí)
Hustota	1,408 g/cm³
Gravitace na povrchu	273,95 m/s²> (27,9 G)
Úniková rychlost na povrchu	617,54 km/s
Povrchová teplota	5780 K
Teplota koróny	5 MK
Teplota jádra	~13,6 MK
Zářivý výkon (L_☉)	3,827×10²⁶ W
Intenzita záření (I_☉)	2,009×10⁷ W sr^-1
Charakteristiky rotace
Sklon	7,25° (k ekliptice) 67.23° (k rovině Mléčné dráhy)
Rektascenze severního pólu	286,13° (19 h 4 min 31,2 s)
Deklinace	63,87°
Perioda rotace na rovníku	25,3800 dní (25 d 9 h 7 min 12,8 s)
Rychlost rotace na rovníku	7174 km/h
Složení fotosféry
Vodík	73,46 %
Hélium	24,85 %
Kyslík	0,77 %
Uhlík	0,29 %
Železo	0,16 %
Neon	0,12 %
Dusík	0,09 %
Křemík	0,07 %
Hořčík	0,05 %
Síra	0,04 %

Slunce je naše nejbližší hvězda. Je asi 150 milionů km (1 AU) daleko od Země. Je to koule žhavých plynů o hmotnosti 1,989×10³⁰ kg (330 000 krát více než Země a 99,8% hmotnosti sluneční soustavy), která neustále produkuje ohromné množství energie. Její výkon je zhruba 4×10²⁶ W, z něhož na Zemi dopadá jen asi 45 miliardtin. I tak tok energie ze Slunce na Zemi činí asi 1,4 kW m^-2. Slunce je hvězda hlavní posloupnosti, spektrální třídy G2. Slunce patří do třídy svítivosti V. Slunce obíhá okolo středu Galaxie ve vzdálenosti od 25 000 do 28 000 světelných let od jejího středu. Oběh trvá přibližně 226 milionů let.

Slunce je staré přibližně 4,6 miliard let, což ho řadí mezi hvězdy středního věku. Bude svítit ještě asi 7 miliard let. Teplota na povrchu Slunce činí asi 5 800 K, proto ho vnímáme jako žluté (i když maximum jeho vyzařování je v zelené části viditelného spektra). Průměr Slunce je zhruba 1 400 000 km což je asi 109 průměrů Země. Jeho objem je tedy asi 1,3 milionkrát větší než objem Země. Hustota Slunce je průměrně 1 400 kg m^-3. Slunce se otáčí jinou rychlostí u pólů a na rovníku. Na rovníku se otočí jednou za 25 dní, na pólu za 36 dní. Jeho absolutní magnituda je +4,1, relativní pak -26,8. Je to tak nejjasnější těleso na obloze.

Obsah

1 Složení Slunce
2 Struktura Slunce
3 Pozorování Slunce a poškození zraku
- 3.1 Barva
4 Další drobné informace
5 Reference
6 Externí odkazy

[editovat] Složení Slunce

Složení Slunce v procentech počtu atomů
vodík	92,1%
helium	7,8%
kyslík	0,061%
uhlík	0,030%
dusík	0,0084%
neon	0,0076%
železo	0,0037%
křemík	0,0031%
hořčík	0,0024%
síra	0,0015%
ostatní	0,0015%

V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba 3/4 vodíku a 1/4 hélia.

[editovat] Struktura Slunce

[editovat] Jádro

Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie.

Teplota v jádru dosahuje 1,5 . 10⁷ K a hustota plazmy se zde pohybuje okolo 130 000 kg.m^-3. V tomto prostředí se vodík postupně a velmi pomalu mění na helium za uvolnění obrovského množství energie. Každou sekundu se při tom spálí 700 000 000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. Musíme mít na paměti velké rozměry Slunce. Hustota výkonu Slunce je pouhých 0,19 mW.kg^-1.

Postupně přes několik mezistupňů v tzv. proton-protonovém cyklu dojde ke sloučení čtyř protonů v jednu α-částici - jádra helia, přičemž dva z protonů se přemění na neutrony. Řetězec těchto reakcí produkuje mnoho energie ve formě fotonů tvrdého gama záření. Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá asi sto tisíc let. Za tu dobu předají většinu své energie hmotě Slunce a stanou se z nich fotony o mnohem delších vlnových délkách, například fotony viditelného světla. Mnohem rychleji se k povrchu dostanou vzniklá neutrina, pro které hmota Slunce prakticky není překážkou.

[editovat] Vrstva v zářivé rovnováze

Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km. Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru.

[editovat] Konvektivní zóna

Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km se podobá hrnci s vroucí vodou. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu.

[editovat] Fotosféra

Fotosféra je to, co na Slunci vidíme. Je na ní možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny (granulace). Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance.

[editovat] Chromosféra

Chromosféra je vcelku tenká vrstva nad fotosférou. Její teplota stoupá směrem od Slunce. Objevují se v ní chromosférické erupce.

[editovat] Koróna

Koróna nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy. Její teplota je okolo 1 500 000 K. Velmi dobře se dá pozorovat při zatměních Slunce.

[editovat] Pozorování Slunce a poškození zraku

Faktická přesnost tohoto článku je zpochybněna. Podívejte se prosím na relevantní diskusi na diskusní stránce.

Slunce je velmi jasné. Krátce pohlédnout přímo do Slunce prostým okem po krátkou dobu může být bolestivé a nemusí vést k poškození zraku; zírat však po několik sekund do Slunce v nadhlavníku způsobí poškození.^[1] Přímý pohled do Slunce způsobuje fosfénové vizuální jevy a dočasnou částečnou slepotu. Při přímém pohledu do Slunce sítnice dostává asi 4 miliwatty slunečního světla, což vede k zahřívání sítnice a k jejímu možnému ač ne běžnému poškození. Vystavení nadfialovému záření vede během let k postupnému žloutnutí sítnice a může vést ke kataraktům, nicméně ty jsou spojeny s obecným vystavením slunečnímu nadfialovému záření spíš než s přímým pohledem do Slunce.

Pozorování Slunce optikou soustřeďující záření jako je dalekohled je bez ochranného filtru tlumícího záření velmi nebezpečné. Je důležité použít vhodný filtr; improvizované filtry mohou propustit UV záření, které může při vysoké jasnosti poškodit zrak. Nefiltrovaný dalekohled může na sítnici doručit 500 krát více slunečního světla než prosté oko, čímž téměř okamžitě zabíjí buňky sítnice. I krátký pohled do poledního Slunce přes nefiltrovaný dalekohled může způsobit trvalou slepotu. ^[1] Bezpečný způsob jako pozorovat Slunce je promítnutím obrazu na obrazovku pomocí dalekohledu nebo malého teleskopu.

Pozorovat částečné sluneční zatmění je nebezpečné, neboť zornice není přizpůsobena na neobyčejně vysoký kontrast; zornice se rozšiřuje podle celkového množství světla ve viditelném poli, spíš než podle nejjasnějšího předmětu v poli. Během částečného zatmění je nejvíce slunečního světla blokováno Měsícem procházejícím před Sluncem, nicméně nezakryté části mají stejnou jasnost jako během běžného dne. V celkové tmě se zornice rozšíří z asi 2 mm na asi 6 mm, čímž každá buňka sítnice vystavená slunečnímu obrazu obdrží asi desetkrát více světla než by obdržela při pohledu na nezatmělé Slunce. To může tyto buňky poškodit či zabít, s vytvořením trvalých slepých míst.^[2] Riziko je záludné pro nezkušené pozorovatele a pro děti, neboť způsobuje bolest: není očividné, že dochází k poškozování zraku.

Během východu a západu Slunce je sluneční světlo zeslabeno rozptylem světla díky obzvláště dlouhému průchodu zemskou atmosférou; pak je přímé Slunce mnohdy dostatečně mírné aby šlo pozorovat přímo dalekohledem bez nepohodlí a bezpečně. Mlha, atmosférický prach a vysoká vlhkost přispívají k atmosférickému zředění.

[editovat] Barva

Slunce je viděno ze Země jako červené jen při svém východu a západu. Tedy tehdy, kdy je nízko nad obzorem a sluneční světlo na Zemi dorazí až poté, co vykonalo dlouhou cestu nižší a hustší vrstvou atmosféry. Molekuly vzduchu absorbují kratší vlnové délky světla (modré světlo), takže pozorovateli zůstane převážně červená. Při východu a západu se nám může Slunce zdát šišaté či velmi velké, což je také způsobeno tím, že světlo urazí dlouhou dráhu hustší atmosférou, čímž je zkreslen jeho tvar. Naopak, je-li Slunce kolem poledne vysoko nad obzorem, jeví se nám barva oblohy jako modrá, protože sluneční světlo urazí nejkratší vzdálenost atmosférou, tato vzdálenost odpovídá vlnové délce modrého světla, ostatní vlnové délky (delší - červená,...) jsou molekulamy absorbovány, proto je obloha modrá a v této fázi tvar Slunce nejvíce odpovídá skutečnosti. Obsahuje-li ovšem atmosféra velké množství vodních par, dojde k absorbci i vlnových délek odpovídajících modré barvě a na obloze tak vznikají mraky, jež jsou šedé až černé barvy.