Slunce, erupce, ohřev sluneční koróny

Transkript

1 Slunce, erupce, ohřev sluneční koróny

2 Slunce jako božstvo Mnoho kultur uctívalo Slunce jako božstvo modlitbami i přinášením (lidských) obětí Egypt Re Indie Surya Řecko a Řím Apollón a Helios Mezopotámie Šamaš

3 Slunce jako božstvo

4 Slunce v umění a architektuře c

5 Slunce historie Slunce je fascinujícím objektem na obloze a je předmětem zájmu lidstva již po mnoho století První zmínky o pozorování a předpovědích zatmění Slunce můžeme nalézt v Číně již 2000 let př.n.l. nebo zhruba 600 let př.n.l. v Řecku Zhruba 350 let př.n.l. Theoprastus z Atén, jeden ze žáků Aristotela pozoroval sluneční skvrny pouhým okem Kolem roku 280 př.n.l. Aristarchos ze Samu navrhl, že Země obíhá kolem Slunce a pokusil se dokonce odhadnout i jeho vzdálenost Okolo roku 140 n.l. Ptolemaios vytvořil tabulky poloh planet a navrhl systém, ve kterém Slunce obíhalo kolem Země. Tato myšlenka tzv. geocentrického systému se udržela po následujících 1400 let.

6 Slunce historie Roku 1609 poprvé sleduje G. Galilei pomocí nedávno sestrojeného dalekohledu sluneční skvrny a z jejich pohybu usuzuje, že Slunce rotuje kolem své osy Roku 1859 Carrington a Hodgson pozorují poprvé sluneční erupci 1814 Fraunhofer spektrální čáry ve slunečním spektru; 1868, A. Secchi objevil Helium 1930 B. Lyot sestrojil koronograf

7 1938 H. Bethe termojaderná fúze Slunce historie 1942 detekce rádiového záření ze Slunce 1948 L. Biermann, M. Schwarzschild navrhli ohřev sluneční koróny pomocí magnetoakustických vln 1987 E. Parker ohřev pomocí magnetické rekonexe 1995 SOHO, 1998 TRACE, 2010 SDO Atd, atd

8 Charakteristiky Slunce

9 Slunce Největší těleso ve sluneční soustavě Nejbližší hvězda Zemi, obrovský útvar složený z plazmatu zdroj tepelného a světelného záření Jde o těleso, které je velice aktivní i když se to na první pohled vůbec nezdá...

10 Stavba Slunce

11 Vnitřníčásti Slunce Jádro termonukleární reakce, slučování vodíku na helium Vrstva v zářivé rovnováze přenos energie zářením Konvektivní vrstva přenos energie konvekcí (prouděním)

12 Tachovrstva (tachoklina) Vnitřníčásti Slunce Jedná se o vrstvu, která se nachází mezi vrstvou v zářivé rovnováze (rotujícím jako jeden celek) a konvektivní vrstvou (rotující diferenciální rotací) Byla objevena družicí SOHO Nachází se zhruba ve vzdálenosti 0,7 poloměru Slunce a má tloušťku kolem 0,04 poloměru Slunce (tj. kolem km) Podstatné je, že v tachovrstvě díky pohybům plazmatu dochází ke generování magnetických polí na Slunci

13 Fotosféra Přímo pozorovatelný povrch Slunce (nebo hvězdy obecně) Teplota sluneční fotosféry je kolem K (proto se nám jeví jeho porvrch jako žlutý) Tloušťka se po celém slunečním tělese mění, průměr může být kolem 200 km Můžeme zde pozorovat celou řadu projevů sluneční aktivity, např. sluneční skvrny, granulaci, atd.

14 Chromos mosféra Tato část sluneční atmosféry není přímo viditelná pouhým okem Pro pozorování se používají úzkopásmové filtry velmi dobře je pozorovatelná v čáře Hα (656.3 nm) Teplota chromosféry je různá, proto je také možné chromosféru dělit na spodní, ve které je teplotní minimum kolem 4000 K a dále na vrstvu vyšší chromosféry, kde teplota narůstá na zhruba K Tloušťka chromosféry je v rozmezí km

15 Přechodová vrstva Jedná se o vrstvu, ve které dochází k prudkému nárůstu teploty z ~10 4 K na ~10 6 K Tato vrstva se nachází mezi chromosférou a korónou, její tloušťka je několik stovek kilometrů Tato vrstva je převážně pozorovatelná v ultrafialové oblasti spektra

16 Koróna Nejvyšší vrstva sluneční atmosféry, která se volně rozprostírá do prostoru Za normálních podmínek nepozorovatelná, je možné ji pozorovat během úplných zatmění Slunce nebo pomocí specializovaného přístroje, tzv. koronografu Teplota sluneční koróny je vysoká (~10 6 K) Proč je teplota koróny tak vysoká? To se zatím ještě přesně neví, existuje ale několik teorií rekonexe magnetického pole, magnetoakustické vlny

17 Projevy sluneční aktivity Sluneční skvrny Granulace, supergranulace Erupce Protuberance CME (výrony koronální hmoty)

18 Sluneční atmosféra

19 Sluneční erupce Jedná se o náhlá zjasnění ve sluneční atmosféře, doprovázená uvolněním hmoty a obrovského množství energie Jsou to největší výbuchy ve sluneční soustavě, kdy se během několika desítek až stovek sekund uvolní energie až J Sluneční erupce jsou nesmírně komplikované procesy a navíc se ukazuje, že by mohly být spouštěcím (nebo doprovodným) mechanismem pro tzv. vyvržení koronální hmoty

20 Sluneční erupce M9 Solar Flare, January 23, 2012 X5.4 Solar Flare, March 7, 2012

21 Ohřev sluneční koróny Teplota fotosféry ~ 6000 K Teplota koróny ~ 1 2 MK (ve slunečních erupcích může být až o řád vyšší) V současnosti existuje několik možných mechanismů vysvětlení tohoto jevu Rekonexe magnetického pole tzv. přepojování magnetických silokřivek (nanoerupce) Vlny a oscilace ve sluneční koróně pomalé a rychlé magnetoakustické vlny, Alfvénovy vlny

22 Magnetogram SOT/Hinode S. Régnier, C. E. Parnell, and A. L. Haynes A&A, 2008, 484, L47

23 Příklady Odhadněte teplotu na povrchu Slunce (např. Wienův posunovací zákon, Stefan-Boltzmannův vyzařovací zákon) [5800 K] Odhadněte teplotu v jádru Slunce [15 MK] Určete jakou hmotnost ztrácí Slunce vyzařováním za 1s. [4, kg]