slunce | |||
---|---|---|---|
| |||
| |||
Hlavní charakteristiky | |||
Průměrná vzdálenost od Země |
1,496⋅10 11 m [1] (8,31 světelných minut ) 1a . E. |
||
Průměrná horizontální paralaxa | 8,794" | ||
Zdánlivá velikost (V) | −26,74 m [1] | ||
Absolutní velikost | 4,83 m [1] | ||
Spektrální třída | G2V | ||
Parametry oběžné dráhy | |||
Vzdálenost od středu galaxie |
~2,5⋅10 20 m (26 000 světelných let ) |
||
Vzdálenost od roviny Galaxie |
~4,6⋅10 17 m (48 světelných let ) |
||
Galaktická orbitální perioda | 2,25-2,50⋅10 8 let | ||
Rychlost |
~2,2⋅10 5 m/s [2] (na oběžné dráze kolem středu Galaxie) 19,4 km/s [1] (vzhledem k sousedním hvězdám ) |
||
fyzikální vlastnosti | |||
Průměrný průměr |
1,392⋅109 m (109 průměrů Země ) [1 ] |
||
Rovníkový poloměr | 6,9551⋅10 8 m [3] | ||
Obvod rovníku | 4,37001⋅10 9 m [3] | ||
polární kontrakce | 9⋅10−6 _ | ||
Plocha povrchu |
6,07877⋅10 18 m² (11 918 oblastí Země ) [3] |
||
Hlasitost |
1,40927⋅10 27 m³ (1 301 019 zemských objemů) [3] |
||
Hmotnost |
1,9885⋅10 30 kg (332 940 hmotností Země) [1] |
||
Průměrná hustota | 1,409 g/cm³ [3] | ||
Zrychlení volného pádu na rovníku | 274,0 m/s² [1] [3] (27,96 g [3] ) | ||
Druhá úniková rychlost (pro povrch) |
617,7 km/s (55,2 Země) [3] |
||
Efektivní povrchová teplota | 5780 K [4] | ||
teplota korony |
~1 500 000 K | ||
teplota jádra |
~15 700 000 K | ||
Zářivost |
3,828⋅10 26 W [1] (~3,75⋅10 28 Lm ) |
||
Energetický jas | 2,009⋅10 7 W/(m² sr ) | ||
Rotační charakteristiky | |||
Náklon osy |
7,25° [1] [3] (vzhledem k rovině ekliptiky ) 67,23° (vzhledem k rovině Galaxie ) |
||
Rektascenze severní pól |
286,13° [5] (19 h 4 min 30 s) |
||
deklinace severního pólu |
+63,87° [5] | ||
Hvězdná perioda rotace vnějších viditelných vrstev (v zeměpisné šířce 16°) |
25,38 dnů [1] (25 dnů 9 h 7 min 13 s) [5] |
||
(na rovníku) | 25,05 dnů [1] | ||
(na pólech) | 34,3 dnů [1] | ||
Rychlost rotace vnějších viditelných vrstev (na rovníku) |
7284 km/h | ||
Složení fotosféry [6] [7] | |||
Vodík | 73,46 % | ||
Hélium | 24,85 % | ||
Kyslík | 0,77 % | ||
Uhlík | 0,29 % | ||
Žehlička | 0,16 % | ||
Neon | 0,12 % | ||
Dusík | 0,09 % | ||
Křemík | 0,07 % | ||
Hořčík | 0,05 % | ||
Síra | 0,04 % |
Slunce ( aster. ☉) je jednou z hvězd v naší Galaxii ( Mléčná dráha ) a jedinou hvězdou ve sluneční soustavě . Další objekty tohoto systému obíhají kolem Slunce: planety a jejich satelity , trpasličí planety a jejich satelity, asteroidy , meteoroidy , komety a kosmický prach .
Podle spektrální klasifikace patří Slunce k typu G2V ( žlutý trpaslík ). Průměrná hustota Slunce je 1,4 g/cm³ (1,4násobek hustoty vody). Efektivní teplota povrchu Slunce je 5780 Kelvinů [4] . Slunce tedy svítí téměř bílým světlem, ale přímé světlo Slunce v blízkosti povrchu naší planety získává určitý žlutý nádech díky silnějšímu rozptylu a pohlcování krátkovlnné části spektra zemskou atmosférou (v jasná obloha, spolu s modrým rozptýleným světlem z oblohy, sluneční světlo opět dává bílé osvětlení).
Sluneční záření podporuje život na Zemi (světlo je nezbytné pro počáteční fáze fotosyntézy ), určuje klima . Svítivost Slunce (celkové množství energie uvolněné Sluncem za jednu sekundu) L ⊙ = 3,827⋅10 26 W.
Slunce se skládá z vodíku (hmotnostní obsah vodíku X ≈ 73 % ), hélia (hmotnostního obsahu Y ≈ 25 % [8] ) a dalších prvků s nižší koncentrací (níže všechny prvky těžší než helium v této souvislosti nazýváme kovy, jak je v astrofyzice zvykem); jejich celkový hmotnostní obsah Z ≈ 2 % [8] . Nejběžnější prvky těžší než vodík a helium, v klesajícím pořadí hojnosti, jsou kyslík , uhlík , neon , dusík , železo , hořčík , křemík , síra , argon , hliník , nikl , sodík a vápník . Na 1 milion atomů vodíku je 98 000 atomů helia , 851 atomů kyslíku, 398 atomů uhlíku, 123 atomů neonu , 100 atomů dusíku, 47 atomů železa, 38 atomů hořčíku, 35 atomů křemíku, 16 atomů síry, 4 atomy argonu, 3 atomy hliníku , 2 atomy niklu, sodíku a vápníku a také malé množství dalších prvků [9] .
Hmotnost Slunce M ⊙ = (1,98847 ± 0,00007)⋅10 30 kg [10] , to je 99,866 % celkové hmotnosti celé sluneční soustavy [4] .
Sluneční spektrum obsahuje čáry ionizovaných a neutrálních kovů , stejně jako vodík a helium. V naší Galaxii ( Mléčná dráha ) je od 200 do 400 miliard hvězd [11] [12] . Zároveň 85 % hvězd v naší galaxii jsou hvězdy, které jsou méně jasné než Slunce (většinou červení trpaslíci ). Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti i Slunce generuje energii fúzí hélia z vodíku. V případě Slunce se více než 99 % energie uvolňuje prostřednictvím proton-protonového cyklu , zatímco u hmotnějších hvězd hlavní posloupnosti je převládajícím způsobem fúze helia cyklus CNO .
Slunce je nejbližší hvězda k Zemi. Průměrná vzdálenost Slunce od Země - 149,6 milionů km [1] - se přibližně rovná astronomické jednotce a zdánlivý úhlový průměr při pozorování ze Země , stejně jako u Měsíce , je o něco více než půl stupně ( 31-32 minut ). Slunce se nachází ve vzdálenosti asi 26 000 světelných let od středu Mléčné dráhy a obíhá kolem ní po krabicové dráze , přičemž jednu otáčku provede za 225–250 milionů let [13] . Oběžná rychlost Slunce je 217 km/s – tedy uběhne světelný rok za asi 1400 pozemských let a jedna astronomická jednotka – za 8 pozemských dnů [14] .
V současné době se Slunce nachází na vnitřním okraji ramene Orion naší Galaxie , mezi ramenem Persea a ramenem Střelce , a pohybuje se přes Místní mezihvězdný mrak - oblast s vysokou hustotou, která se nachází v nižším hustota Local Bubble - zóna rozptýleného vysokoteplotního mezihvězdného plynu . Slunce je čtvrtou nejjasnější hvězdou z 50 nejbližších hvězdných soustav do 17 světelných let, které jsou v současnosti známé (jeho absolutní velikost je + 4,83 m ).
Slunce patří k prvnímu typu hvězdné populace . Jedna z rozšířených teorií o vzniku sluneční soustavy předpokládá, že její vznik způsobily exploze jedné nebo více supernov [15] . Tento předpoklad je založen zejména na skutečnosti, že hmota sluneční soustavy obsahuje anomálně velký podíl zlata a uranu , což by mohlo být důsledkem endotermických reakcí způsobených tímto výbuchem, nebo jaderné přeměny prvků absorpcí neutrony hmotou hmotné hvězdy druhé generace.
Sluneční záření je hlavním zdrojem energie na Zemi . Jeho výkon je charakterizován sluneční konstantou - silou záření procházející plochou jednotky plochy, kolmé na sluneční paprsky a umístěné ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky od Slunce (tedy na oběžné dráze Země) mimo zemskou atmosféru . Tato konstanta je přibližně 1,37 kW/m² .
Sluneční záření při průchodu zemskou atmosférou ztrácí přibližně 370 W/m² energie a pouze 1000 W/m² dopadá na zemský povrch (za jasného počasí a když je Slunce v zenitu ). Tuto energii lze využít v různých přírodních i umělých procesech. Takže rostliny pomocí fotosyntézy syntetizují organické sloučeniny za uvolňování kyslíku . Přímý ohřev slunečními paprsky nebo přeměna energie pomocí fotovoltaických článků lze využít k výrobě elektřiny ( solární elektrárny ) nebo k jiné užitečné práci. V dávné minulosti byla energie uložená v ropě a dalších fosilních palivech získávána také prostřednictvím fotosyntézy .
Ultrafialové záření Slunce má antiseptické vlastnosti, což umožňuje jeho použití k dezinfekci vody a různých předmětů. Způsobuje také spálení sluncem a má další biologické účinky, jako je stimulace produkce vitamínu D v těle. Dopad ultrafialové části slunečního spektra je značně utlumen ozónovou vrstvou v zemské atmosféře, takže intenzita ultrafialového záření na zemském povrchu se velmi mění se zeměpisnou šířkou . Úhel, ve kterém je Slunce v poledne nad obzorem, ovlivňuje mnoho typů biologické adaptace , závisí na něm například barva lidské kůže v různých oblastech zeměkoule [16] .
Dráha Slunce pozorovaná ze Země přes nebeskou sféru se v průběhu roku mění . Dráha popsaná v průběhu roku bodem, který v určitou dobu zabírá Slunce na obloze, se nazývá analema a má tvar čísla 8, protáhlého podél severojižní osy. Nejvýraznější změnou zdánlivé polohy Slunce na obloze je jeho severojižní kolísání s amplitudou 47 ° (způsobené náklonem 23,5° roviny ekliptiky k rovině nebeského rovníku ). Existuje také další složka této variace, nasměrovaná podél osy východ - západ a způsobená zvýšením rychlosti oběžného pohybu Země, když se přibližuje k perihéliu , a snížením, když se přibližuje k aféliu . První z těchto pohybů (sever-jih) je příčinou změny ročních období .
Země prochází bodem afélia na začátku července a vzdaluje se od Slunce na vzdálenost 152 milionů km a bodem perihelia na začátku ledna a přibližuje se ke Slunci na vzdálenost 147 milionů km [17] . Zdánlivý průměr Slunce se mezi těmito dvěma daty změní o 3 % [18] . Vzhledem k tomu, že rozdíl ve vzdálenosti je asi 5 milionů km, přijímá Země v aféliu asi o 7 % méně tepla. Zimy na severní polokouli jsou tedy o něco teplejší než na jižní a léta jsou o něco chladnější.
Slunce je magneticky aktivní hvězda. Má silné magnetické pole , které se v čase mění a mění směr přibližně každých 11 let během slunečního maxima . Změny magnetického pole Slunce způsobují různé efekty, jejichž souhrn se nazývá sluneční aktivita a zahrnuje takové jevy, jako jsou sluneční skvrny , sluneční erupce , změny slunečního větru atd., a na Zemi způsobují polární záře ve vysokých a středních zeměpisných šířkách a geomagnetické bouře , které nepříznivě ovlivňují provoz komunikací , prostředky přenosu elektřiny a také negativně ovlivňují živé organismy (způsobují bolesti hlavy a špatné zdraví u lidí citlivých na magnetické bouře) [19] [20] . Předpokládá se, že sluneční aktivita hrála velkou roli při vzniku a vývoji sluneční soustavy. Ovlivňuje také strukturu zemské atmosféry.
Slunce je mladá hvězda třetí generace ( populace I) s vysokým obsahem kovů, to znamená, že vznikla ze zbytků hvězd první a druhé generace (populace III a II).
Současné stáří Slunce (přesněji doba jeho existence na hlavní posloupnosti ), odhadované pomocí počítačových modelů hvězdného vývoje , je přibližně 4,5 miliardy let [21] .
Předpokládá se [21] , že Slunce vzniklo asi před 4,5 miliardami let, kdy došlo k rychlému stlačení mraku molekulárního vodíku (možná také mraků směsi molekulárního vodíku a atomů jiných chemických látek ) působením gravitačních sil. prvků) vedly k vytvoření hvězdy v naší oblasti Galaxie hvězdné populace jako T Taurus .
Hvězda o stejné hmotnosti jako Slunce měla na hlavní posloupnosti existovat celkem asi 10 miliard let. Nyní je tedy Slunce přibližně uprostřed svého životního cyklu [22] . V současné fázi probíhají ve slunečním jádru termonukleární reakce přeměňující vodík na helium . Každou sekundu se v jádru Slunce přemění asi 4 miliony tun hmoty na zářivou energii , což má za následek vznik slunečního záření a proudu slunečních neutrin .
Jak Slunce postupně vyčerpává své vodíkové palivo , zahřívá se a jeho svítivost se pomalu, ale neustále zvyšuje. Ve věku 5,6 miliardy let, tedy za 1,1 miliardy let, bude naše denní světlo o 11 % jasnější než nyní [23] .
Již v tomto období, ještě před stádiem rudého obra , je možný zánik nebo radikální změna života na Zemi v důsledku zvýšení teploty povrchu planety způsobené zvýšením jasu Slunce a skleníku. účinek vyvolaný vodní párou [24] [25] [26] [27] . Do této doby Slunce dosáhne své maximální povrchové teploty (5800 K) za celou dobu svého vývoje v minulosti a budoucnosti až do fáze bílého trpaslíka ; v dalších fázích bude teplota fotosféry nižší. Navzdory zániku života v jeho moderním smyslu může život na planetě zůstat v hlubinách moří a oceánů [28] .
Do stáří 8 miliard let (za 3,5 miliardy let) se jas Slunce zvýší o 40 % [23] . Do té doby budou podmínky na Zemi pravděpodobně podobné současným podmínkám na Venuši : voda z povrchu planety úplně zmizí a vypaří se do vesmíru. S největší pravděpodobností to povede ke konečnému zničení všech pozemských forem života [28] . Jak vodíkové palivo v solárním jádru shoří, jeho vnější obal se roztáhne a jádro se bude smršťovat a zahřívat.
Když Slunce dosáhne stáří 10,9 miliardy let (od nynějška 6,4 miliardy let), vodík v jádře dojde a z něj vytvořené helium, které za těchto podmínek ještě není schopné termonukleárního spalování, se začne smršťovat a kondenzovat v důsledku zastavení dříve podporujícího to "na váze" toku energie z centra. Spalování vodíku bude pokračovat v tenké vnější vrstvě jádra. V této fázi dosáhne poloměr Slunce 1,59 R ⊙ a svítivost bude 2,21krát větší než současná. Během příštích 0,7 miliardy let se bude Slunce poměrně rychle rozpínat (až 2,3 R ⊙ ), přičemž si zachová téměř konstantní svítivost a jeho teplota klesne z 5500 K na 4900 K [28] . Na konci této fáze, po dosažení věku 11,6 miliardy let (za 7 miliard let), se Slunce stane podobrem [28] .
Přibližně za 7,6-7,8 [29] [28] miliard let, do stáří 12,2 miliard let, se jádro Slunce zahřeje natolik, že spustí proces spalování vodíku v okolní slupce [29] . To bude mít za následek rychlou expanzi vnějších obalů hvězdy, takže Slunce opustí hlavní sekvenci , na které se nacházelo téměř od okamžiku svého narození, a stane se červeným obrem , který se přesune na vrchol červeného obra. větev Hertzsprung-Russellova diagramu [29] . V této fázi se poloměr Slunce zvětší 256krát ve srovnání se současným [29] . Expanze hvězdy povede k silnému nárůstu její svítivosti (faktorem 2700) a ochlazení povrchu na 2650 K [29] . Zdá se, že rozpínající se vnější vrstvy Slunce v této době dosáhnou moderní oběžné dráhy Země. Studie zároveň ukazují, že ještě před tímto okamžikem ztratí Slunce vlivem nárůstu slunečního větru v důsledku mnohonásobného zvětšení plochy více než 28 % [28] své hmoty, a to povede ke skutečnosti, že se Země přesune na vzdálenější oběžnou dráhu od Slunce, čímž se vyhne absorpci vnějšími vrstvami sluneční plazmy [30] [26] . Přestože studie z roku 2008 ukazují, že Země bude pravděpodobně pohlcena Sluncem v důsledku zpomalení rotace Slunce a následných slapových interakcí s jeho vnějším obalem [29] , což povede k přiblížení oběžné dráhy Země zpět ke Slunci . I když se Země vyhýbá absorpci Sluncem, veškerá voda na ní přejde do plynného skupenství a její atmosféru strhne nejsilnější sluneční vítr [31] .
Tato fáze existence Slunce bude trvat asi 10 milionů let. Když teplota v jádře dosáhne 100 milionů K, dojde k záblesku hélia a termonukleární reakci začne syntetizovat uhlík a kyslík z helia [28] . Slunce, které dostalo nový zdroj energie, se zmenší na 9,5 R ⊙ [28] . Po 100-110 milionech let, kdy dojdou zásoby helia, se rychlé rozpínání vnějších obalů hvězdy zopakuje a hvězda se opět stane červeným obrem [28] . Toto období existence Slunce bude provázet mohutné erupce, chvílemi jeho svítivost překročí současnou úroveň až 5200krát [28] [32] . To bude způsobeno skutečností, že dříve neovlivněné zbytky helia vstoupí do termonukleární reakce [32] . V tomto stavu bude Slunce existovat asi 20 milionů let [28] .
Hmotnost Slunce je nedostatečná k tomu, aby jeho vývoj skončil výbuchem supernovy . Poté, co Slunce projde fází rudého obra, tepelné pulsace způsobí odtržení jeho vnějšího obalu a vytvoří se z něj planetární mlhovina . Ve středu této mlhoviny zůstane bílý trpaslík vytvořený z jádra Slunce , velmi horký a hustý objekt, velikostně srovnatelný s planetou Zemí [28] . Zpočátku bude mít tento bílý trpaslík povrchovou teplotu 120 000 K [28] a svítivost 3500 [28] slunečního záření, ale během mnoha milionů a miliard let se ochladí a vybledne. Tento životní cyklus je považován za typický pro hvězdy s nízkou a střední hmotností.
Centrální část Slunce o poloměru přibližně 150-175 tisíc km (tedy 20-25 % poloměru Slunce), ve které probíhají termonukleární reakce, se nazývá sluneční jádro [33] . Hustota hmoty v jádře je přibližně 150 000 kg/m³ [34] (150krát vyšší než hustota vody a ~6,6krát vyšší než hustota nejhustšího kovu na Zemi, osmia ) a teplota ve středu jádro je více než 14 milionů K. Analýza dat provedená misí SOHO ukázala, že v jádře je rychlost rotace Slunce kolem své osy mnohem vyšší než na povrchu [33] [35] . V jádře probíhá proton-protonová termonukleární reakce , v jejímž důsledku ze čtyř protonů vzniká helium-4 [36] . Na záření se přitom každou vteřinu přemění 4,26 milionů tun hmoty, ale tato hodnota je oproti hmotnosti Slunce zanedbatelná – 2⋅10 27 tun. Výkon uvolněný různými zónami jádra závisí na jejich vzdálenosti od středu Slunce. V samém středu dosahuje podle teoretických odhadů 276,5 W/m³ [37] . Na objem člověka (0,05 m³) tedy připadá výdej tepla 285 kcal/den (1192 kJ/den), což je řádově méně než měrné výdej tepla živého, bdělého člověka. Měrné uvolnění tepla celého objemu Slunce je o dva řády menší. Díky tak mírnému uvolňování specifické energie jsou zásoby „paliva“ (vodík) dostatečné k podpoře termojaderné reakce na několik miliard let.
Jádro je jediné místo na Slunci, ve kterém se získává energie a teplo z termonukleární reakce, zbytek hvězdy je touto energií ohříván. Veškerá energie jádra postupně prochází vrstvami až do fotosféry , ze které je vyzařována ve formě slunečního světla a kinetické energie [38] [39] .
Sálavé přenosové pásmoNad jádrem se ve vzdálenostech asi 0,2-0,25 až 0,7 slunečního poloměru od jeho středu nachází zóna přenosu záření. V této zóně dochází k přenosu energie hlavně prostřednictvím emise a absorpce fotonů . V tomto případě směr každého konkrétního fotonu emitovaného vrstvou plazmatu nijak nezávisí na tom, které fotony byly plazmatem absorbovány, takže může buď proniknout do další vrstvy plazmatu v radiační zóně, nebo se přesunout zpět do nižší vrstvy. Z tohoto důvodu může časový interval, za který opakovaně reemitovaný foton (původně pocházející z jádra) dosáhne konvektivní zóny , podle moderních modelů Slunce ležet v rozmezí od 10 tisíc do 170 tisíc let (někdy vyskytující se počet milionů let je považován za příliš vysoký) [40•] .
Teplotní rozdíl v této zóně se pohybuje od 2 milionů K na povrchu do 7 milionů K hluboko [41] . Zároveň v této zóně nedochází k makroskopickým konvekčním pohybům, což naznačuje, že adiabatický teplotní gradient v ní je větší než radiální rovnovážný gradient [42] . Pro srovnání, u červených trpaslíků nemůže tlak zabránit promíchání hmoty a konvekční zóna začíná okamžitě od jádra. Hustota hmoty v této zóně se pohybuje od 0,2 (na povrchu) do 20 (v hloubce) g/cm³ [41] .
konvektivní zóna slunceBlíže k povrchu Slunce již teplota a hustota hmoty nestačí k úplnému předání energie přezářením. Dochází k vířivému promíchání plazmatu a přenos energie na povrch (fotosféru) se uskutečňuje především pohyby samotné látky. Na jedné straně se hmota fotosféry, ochlazující na povrchu, noří hluboko do konvektivní zóny. Na druhé straně hmota ve spodní části přijímá záření ze zóny přenosu paprsků a stoupá vzhůru, oba procesy probíhají značnou rychlostí. Tento způsob přenosu energie se nazývá konvekce a přibližně 200 000 km silná podpovrchová vrstva Slunce, kde se vyskytuje, se nazývá konvektivní zóna. Jak se přibližujeme k povrchu , teplota klesá v průměru na 5800 K a hustota plynu na méně než 1/1000 hustoty zemského vzduchu [41] .
Podle moderních údajů je role konvektivní zóny ve fyzice slunečních procesů mimořádně velká, protože právě v ní vznikají různé pohyby sluneční hmoty. Thermals v konvekční zóně způsobuje granule (které jsou v podstatě vrcholy termic) a supergranulaci na povrchu . Průměrná rychlost proudění je 1–2 km/s a jeho maximální hodnoty dosahují 6 km/s . Životnost granule je 10–15 minut, což je časově srovnatelné s dobou, za kterou plyn může granuli jednou obejít. V důsledku toho jsou termiky v konvektivní zóně v podmínkách, které jsou velmi odlišné od podmínek, které podporují tvorbu Benardových buněk [43] . Také pohyby v této zóně způsobují účinek magnetického dynama a v souladu s tím vytvářejí magnetické pole , které má složitou strukturu [41] .
Fotosféra (vrstva, která vyzařuje světlo) tvoří viditelný povrch Slunce. Jeho tloušťka odpovídá optické tloušťce přibližně 2/3 jednotek [44] . V absolutních číslech dosahuje fotosféra tloušťky podle různých odhadů od 100 [45] do 400 km [1] . Hlavní část optického (viditelného) záření Slunce pochází z fotosféry, zatímco záření z hlubších vrstev se k nám již nedostane. Teplota klesá z 6600 K na 4400 K, jak se přibližuje k vnějšímu okraji fotosféry [1] . Efektivní teplota fotosféry jako celku je 5772 K [1] . Lze ji vypočítat podle Stefanova-Boltzmannova zákona , podle kterého je síla záření zcela černého tělesa přímo úměrná čtvrté mocnině tělesné teploty. Vodík za takových podmínek zůstává téměř úplně v neutrálním stavu. Fotosféra tvoří viditelný povrch Slunce, který určuje velikost Slunce, vzdálenost od Slunce atd. Vzhledem k tomu, že plyn ve fotosféře je poměrně vzácný, je jeho rychlost rotace mnohem menší než rychlost rotace pevných těles [ 45] . Plyn se přitom v rovníkové a polární oblasti pohybuje nerovnoměrně – na rovníku se otočí za 24 dní, na pólech za 30 dní [45] .
ChromosféraChromosféra (z jiného řeckého χρῶμα - barva, σφαῖρα - koule, koule) je vnější slupka Slunce o tloušťce asi 2000 km obklopující fotosféru [46] . Původ názvu této části sluneční atmosféry je spojen s její načervenalou barvou způsobenou tím, že ve viditelném spektru chromosféry dominuje červená emisní čára vodíku H-alfa z Balmerovy řady . Horní hranice chromosféry nemá výrazný hladký povrch, neustále z ní dochází k horkým ejekcím, nazývaným spikuly . Počet současně pozorovaných spikulí je v průměru 60-70 tisíc [47] , a proto ji na konci 19. století italský astronom Secchi , pozorující chromosféru dalekohledem , přirovnal k hořícím prériím . Teplota chromosféry roste s výškou od 4000 do 20000 K (rozsah teplot nad 10000 K je relativně malý) [46] .
Hustota chromosféry je nízká, takže jasnost je za normálních podmínek pro pozorování nedostatečná. Ale během úplného zatmění Slunce , kdy Měsíc pokryje jasnou fotosféru, se chromosféra umístěná nad ním stane viditelnou a září červeně. Lze jej také kdykoli pozorovat pomocí speciálních úzkopásmových optických filtrů. Kromě již zmíněné H-alfa linie s vlnovou délkou 656,3 nm lze filtr naladit i na linie Ca II K (393,4 nm) a Ca II H (396,8 nm).
Hlavní chromosférické struktury, které jsou viditelné na těchto řádcích [48] :
Koróna je poslední vnější slupka. Koróna je primárně složena z výběžků a energetických erupcí, které vybuchují a vybuchují několik set tisíc a dokonce více než milion kilometrů do vesmíru a tvoří sluneční vítr. Průměrná koronální teplota se pohybuje od 1 do 2 milionů K a maximum v některých oblastech od 8 do 20 milionů K [49] . Navzdory tak vysoké teplotě je viditelný pouhým okem pouze během úplného zatmění Slunce , protože hustota hmoty v koróně je nízká, a proto je její jasnost také nízká. Neobvykle intenzivní ohřev této vrstvy je zřejmě způsoben efektem magnetického přepojování [49] [50] a působením rázových vln (viz Problém koronálního ohřevu ). Tvar koróny se mění v závislosti na fázi cyklu sluneční aktivity: v obdobích maximální aktivity má zaoblený tvar a minimálně je protáhlý podél slunečního rovníku. Vzhledem k tomu, že teplota koróny je velmi vysoká, vyzařuje intenzivně v ultrafialovém a rentgenovém rozsahu. Tato záření neprocházejí zemskou atmosférou, ale v poslední době je možné je studovat pomocí kosmických lodí . Záření v různých oblastech koróny probíhá nerovnoměrně. Existují horké aktivní a tiché oblasti a také koronální díry s relativně nízkou teplotou 600 000 K, z nichž do vesmíru vystupují magnetické siločáry. Tato („otevřená“) magnetická konfigurace umožňuje částicím opustit Slunce bez překážek, takže sluneční vítr je vyzařován především z koronálních děr.
Viditelné spektrum sluneční koróny se skládá ze tří různých složek, nazývaných složky L, K a F (neboli L-korona, K-korona a F-korona; jiný název pro L-složku je E-korona [51] .K- složka je spojité spektrum koróny.Na jejím pozadí je emisní L-složka viditelná až do výšky 9–10' od viditelného okraje Slunce.spektrum fotosféry Tvoří F-složku sluneční koróny. Ve výšce 20′ F-složka dominuje spektru koróny. Výška 9-10′ je brána jako hranice oddělující vnitřní korónu od vnější jedna. Záření ze Slunce o vlnové délce menší než 20 nm pochází výhradně z koróny [51] To znamená, že například na široce rozšířených snímcích Slunce o vlnových délkách 17,1 nm (171 Å ), 19,3 nm (193 Å) , 19,5 nm (195 Å), pouze sluneční koróna je viditelná se svými prvky, zatímco chromosféra a fotosféra viditelné nejsou . Černý a jižní pól Slunce, stejně jako další, které se dočasně objevují na jeho viditelném povrchu, prakticky vůbec nevyzařují rentgenové záření.
slunečný vítrZ vnější části sluneční koróny vytéká sluneční vítr - proud ionizovaných částic (především protonů, elektronů a α-částic), šířících se s postupným snižováním své hustoty až k hranicím heliosféry . Sluneční vítr se dělí na dvě složky – pomalý sluneční vítr a rychlý sluneční vítr. Pomalý sluneční vítr má rychlost asi 400 km/ sa teplotu 1,4-1,6⋅10 6 K a svým složením se velmi podobá koroně. Rychlý sluneční vítr má rychlost asi 750 km/s , teplotu 8⋅10 5 K a svým složením se podobá látce fotosféry [52] . Pomalý sluneční vítr je dvakrát tak hustý a méně konstantní než rychlý. Pomalý sluneční vítr má složitější strukturu s oblastmi turbulence [53] .
Slunce v průměru vyzařuje větrem asi 1,3⋅10 36 částic za sekundu [53] [54] . V důsledku toho je celková ztráta hmoty Sluncem (pro tento typ záření) 2–3⋅10 −14 hmotností Slunce za rok [55] . Ztráta za 150 milionů let odpovídá hmotnosti Země [56] . Mnoho přírodních jevů na Zemi je spojeno s poruchami slunečního větru, včetně geomagnetických bouří a polárních září .
První přímá měření charakteristik slunečního větru byla provedena v lednu 1959 sovětskou stanicí " Luna-1 " [57] . Pozorování byla prováděna pomocí scintilačního čítače a plynového ionizačního detektoru [58] . O tři roky později stejná měření provedli američtí vědci pomocí stanice Mariner -2 [59] . Na konci 90. let byla pomocí ultrafialového koronálního spektrometru (UVCS) na palubě satelitu SOHO provedena pozorování oblastí výskytu rychlého slunečního větru na slunečních pólech.
Protože sluneční plazma má dostatečně vysokou elektrickou vodivost , mohou se v ní vyskytovat elektrické proudy a v důsledku toho i magnetická pole . Magnetická pole přímo pozorovaná ve sluneční fotosféře se obvykle dělí na dva typy podle jejich měřítka.
Velké ( obecné nebo globální ) magnetické pole s charakteristickými rozměry srovnatelnými s velikostí Slunce má průměrnou sílu na úrovni fotosféry v řádu několika gaussů . Na minimu cyklu sluneční aktivity má přibližně dipólovou strukturu, zatímco intenzita pole na pólech Slunce je maximální. Poté, jak se blíží maximum cyklu sluneční aktivity, intenzita pole na pólech postupně klesá a jeden nebo dva roky po maximu cyklu se rovná nule (takzvané „přepólování slunečního magnetického pole). pole"). V této fázi obecné magnetické pole Slunce zcela nezmizí, ale jeho struktura není dipólová, ale kvadrupólová . Poté se intenzita slunečního dipólu opět zvýší, ale zároveň má jinou polaritu. Celý cyklus změn v obecném magnetickém poli Slunce, s přihlédnutím ke změně znaménka, se tedy rovná dvojnásobku trvání 11letého cyklu sluneční aktivity - přibližně 22 let ("Haleův zákon").
Střední a malá ( místní ) pole Slunce se vyznačují výrazně vyšší intenzitou pole a menší pravidelností. Nejsilnější magnetická pole (až několik tisíc gaussů) jsou pozorována ve skupinách slunečních skvrn při maximu slunečního cyklu . V tomto případě je typická situace, kdy se magnetické pole skvrn v západní („hlavové“) části dané skupiny, včetně největší skvrny (tzv. „vedoucí skupiny“), shoduje s polaritou celkového magnetické pole na odpovídajícím pólu Slunce („p-polarita“) a ve východní („ocasní“) části je k němu opačné („f-polarita“). Magnetická pole skvrn mají tedy zpravidla bipolární nebo multipolární strukturu. Ve fotosféře jsou také pozorovány unipolární oblasti magnetického pole, které se na rozdíl od skupin slunečních skvrn nacházejí blíže k pólům a mají výrazně nižší intenzitu magnetického pole (několik gausů), ale větší plochu a životnost (až několik revoluce Slunce).
Podle moderních představ, které sdílí většina výzkumníků, je magnetické pole Slunce generováno ve spodní části konvektivní zóny pomocí mechanismu hydromagnetického konvekčního dynama a poté pod vlivem magnetického vztlaku plave do fotosféry . Stejný mechanismus vysvětluje 22letou cykličnost slunečního magnetického pole.
Existují také určité náznaky [60] přítomnosti primárního (tj. pocházejícího ze Slunce) nebo alespoň velmi dlouhotrvajícího magnetického pole pod dnem konvektivní zóny - v radiační zóně a jádru Slunce.
Komplex jevů způsobených generováním silných magnetických polí na Slunci se nazývá sluneční aktivita. Tato pole se objevují ve fotosféře jako sluneční skvrny a způsobují jevy, jako jsou sluneční erupce , generování proudů urychlených částic, změny úrovní elektromagnetického záření Slunce v různých rozsazích, výrony koronální hmoty , poruchy slunečního větru , změny v galaktickém kosmickém paprskové toky ( Forbushův efekt ) atd.
Změny v geomagnetické aktivitě (včetně magnetických bouří ) jsou také spojeny se sluneční aktivitou, která je výsledkem poruch meziplanetárního prostředí zasahujícího Zemi, způsobených naopak aktivními jevy na Slunci.
Jedním z nejčastějších ukazatelů úrovně sluneční aktivity je Wolfovo číslo spojené s počtem slunečních skvrn na viditelné polokouli Slunce. Obecná úroveň sluneční aktivity se mění s charakteristickým obdobím přibližně 11 let (tzv. „cyklus sluneční aktivity“ nebo „jedenáctiletý cyklus“). Toto období je uchováváno nepřesně a ve 20. století se blížilo 10 letům a za posledních 300 let se pohybovalo od cca 7 do 17 let. Je obvyklé přiřazovat po sobě jdoucí čísla cyklům sluneční aktivity, počínaje podmíněně vybraným prvním cyklem, jehož maximum bylo v roce 1761. V roce 2000 bylo pozorováno maximum 23. cyklu sluneční aktivity .
Existují také odchylky ve sluneční aktivitě delšího trvání. Sluneční aktivita a zejména její jedenáctiletý cyklus tak byly ve druhé polovině 17. století značně oslabeny ( Maunderovo minimum ). Ve stejné éře v Evropě došlo k poklesu průměrných ročních teplot (tzv. malá doba ledová ), což může být způsobeno vlivem sluneční aktivity na klima Země . Existuje také názor, že globální oteplování je do určité míry způsobeno zvýšením globální úrovně sluneční aktivity ve druhé polovině 20. století . Mechanismy takového vlivu však ještě nejsou dostatečně jasné.
Největší zaznamenaná skupina slunečních skvrn se objevila v dubnu 1947 na jižní polokouli Slunce. Jeho maximální délka byla 300 000 km, jeho maximální šířka byla 145 000 km a jeho maximální plocha přesahovala 6 000 milióntin polokoule (msh) Slunce [61] , což je asi 36krát větší než povrch Země . Skupina byla v hodinách před západem slunce snadno viditelná pouhým okem. Podle katalogu Pulkovské observatoře tato skupina (č. 87 pro rok 1947) prošla polokoulí Slunce viditelnou ze Země od 31. března do 14. dubna 1947, její maximální plocha byla 6761 mdp a maximální plocha největší spot ve skupině byl 5055 mdp; počet spotů ve skupině dosáhl 172 [62] .
Protože magnetická aktivita Slunce podléhá periodickým změnám a spolu s tím se mění i jeho svítivost (neboli sluneční cykličnost ), lze jej považovat za proměnnou hvězdu . V letech maximální aktivity je Slunce jasnější než v letech minima. Amplituda změn sluneční konstanty dosahuje 0,1 % (v absolutních hodnotách je to 1 W/m² , zatímco průměrná hodnota sluneční konstanty je 1361,5 W/m² ) [63] .
Někteří výzkumníci také klasifikují Slunce jako třídu málo aktivních proměnných hvězd, jako je BY Draconis . Povrch takových hvězd je pokryt skvrnami (až 30 % celkové plochy) a díky rotaci hvězd jsou pozorovány změny jejich jasnosti. Pro Slunce je taková variabilita velmi slabá [64] [65] .
Kolem Slunce obíhá velké množství menších nebeských těles, jmenovitě:
Nejvzdálenější z těchto těles jsou odstraněny ve vzdálenostech řádově 100 AU. e. ze Slunce. Složení sluneční soustavy zahrnuje také hypotetický Oortův oblak , který by se měl nacházet asi 1000krát dále. Všechny objekty ve sluneční soustavě vznikly ve stejnou dobu jako Slunce, ze stejného oblaku plynu a prachu.
Spektrální rozsah elektromagnetického záření Slunce je velmi široký - od rádiových vln [66] až po rentgenové záření - jeho maximální intenzita však dopadá na viditelné světlo (žlutozelená část spektra ).
Pro lidi, zvířata a rostliny je sluneční záření velmi důležité. U významné části z nich světlo způsobuje změnu cirkadiánního rytmu . Podle některých studií je tedy člověk ovlivněn světlem o intenzitě více než 1000 luxů [67] a záleží na jeho barvě [68] . V těch oblastech Země, které dostávají v průměru za rok málo slunečního světla, jako je tundra , jsou nízké teploty (až -35 ° C v zimě), krátké vegetační období pro rostliny, nízká biologická rozmanitost a zakrnělá vegetace [69] .
Zelené listy rostlin obsahují zelené barvivo chlorofyl . Tento pigment slouží jako past pro světelnou energii během fotosyntézy , složitého cyklu reakcí, které syntetizují organické látky z oxidu uhličitého a vody pomocí světelné energie. Jedním z produktů fotosyntézy je kyslík [70] . Fotosyntéza tedy poskytuje možnost existence života na Zemi. Živočichové existují tak, že jedí rostliny, které akumulují energii Slunce ve formě energie chemických sloučenin, a dýchají kyslík, který uvolňují [71] .
Zemský povrch a spodní vrstvy vzduchu - troposféra , kde se tvoří mraky a dochází k dalším meteorologickým jevům, přímo přijímají energii ze Slunce. Hlavní příliv energie do systému atmosféra-Země zajišťuje sluneční záření ve spektrálním rozsahu od 0,1 do 4 mikronů. V tomto případě v rozsahu od 0,3 μm do 1,5–2 μm je zemská atmosféra téměř zcela průhledná pro sluneční záření. V ultrafialové oblasti spektra (pro vlny kratší než 0,3 μm) je záření pohlcováno především ozonovou vrstvou nacházející se ve výškách 20-60 km. Rentgenové a gama záření se na zemský povrch prakticky nedostane [72] . Hustota energie slunečního záření ve vzdálenosti 1 astronomické jednotky mimo zemskou atmosféru je asi 1367 W/m² ( sluneční konstanta ). Podle údajů za roky 2000-2004 [73] , zprůměrovaných v čase a na povrchu Země, je tento tok 341 W / m² [74] [75 ] neboli 1,74⋅10 asi 2,21⋅109krát více ).
Do zemské atmosféry navíc proniká proud ionizovaných částic (především helium-vodíkové plazma), které proudí ze sluneční koróny rychlostí 300-1200 km/s do okolního prostoru ( sluneční vítr ). V mnoha oblastech poblíž pólů planety to má za následek polární záře ("severní světla"). Se slunečním větrem je spojeno také mnoho dalších přírodních jevů, zejména magnetické bouře [76] . Magnetické bouře zase mohou ovlivnit pozemské organismy. Obor biofyziky , který studuje takové vlivy, se nazývá heliobiologie .
Pro živé organismy je důležité také záření Slunce v ultrafialové oblasti . Působením ultrafialového záření tak vzniká životně důležitý vitamín D [77] . Při jeho nedostatku vzniká závažné onemocnění - křivice [78] . Kvůli nedostatku ultrafialových paprsků může být narušen normální příjem vápníku, v důsledku čehož se zvyšuje křehkost malých krevních cév a zvyšuje se propustnost tkání. Dlouhodobé vystavení ultrafialovému záření však přispívá k rozvoji melanomu , různých typů rakoviny kůže , urychluje stárnutí a vznik vrásek. Před přebytečným zářením je Země chráněna ozónovou vrstvou , bez které by se, jak se věří, život z oceánů vůbec nemohl dostat [79] .
O zatmění Slunce se zmiňují již starověké prameny [80] . Největší počet datovaných popisů však obsahují západoevropské středověké kroniky a letopisy. Například o zatmění Slunce se zmiňuje Maximinus z Trevíru , který zaznamenal, že v roce „538 dne 16. února od první do třetí hodiny došlo k zatmění Slunce“ [81] .
K tomuto jevu dochází v důsledku skutečnosti, že Měsíc zcela nebo částečně uzavře (zatmění) Slunce od pozorovatele na Zemi. Zatmění Slunce je možné pouze na nových měsících , kdy strana Měsíce obrácená k Zemi není osvětlena a Měsíc samotný není viditelný. Zatmění je možné pouze v případě, že novoluní nastane v blízkosti jednoho ze dvou měsíčních uzlů (průsečík viditelných drah Měsíce a Slunce), ne více než asi 12 stupňů od jednoho z nich. Pokud lze zatmění alespoň někde na povrchu Země pozorovat podle astronomické klasifikace jako úplné, nazývá se úplné [82] . Pokud lze zatmění pozorovat pouze jako částečné zatmění (k tomu dochází, když kužel měsíčního stínu projde blízko zemského povrchu, ale nedotkne se ho), je zatmění klasifikováno jako částečné. Když je pozorovatel ve stínu Měsíce, pozoruje úplné zatmění Slunce. Když je v oblasti polostínu , může pozorovat částečné zatmění Slunce. Kromě úplného a částečného zatmění Slunce existují i prstencová zatmění . Vizuálně během prstencového zatmění Měsíc přechází přes kotouč Slunce, ale ukáže se, že je menší než průměr Slunce a nemůže ho úplně skrýt. Tento jev je způsoben změnou úhlových rozměrů Měsíce na obloze v důsledku elipticity jeho oběžné dráhy [83] [84] .
Ročně může na Zemi nastat 2 až 5 zatmění Slunce, z nichž nejvýše dvě jsou úplná nebo prstencová [85] [86] . V průměru za sto let nastane 237 zatmění Slunce, z toho 160 částečných, 63 úplných a 14 prstencových [87] . V určitém bodě zemského povrchu dochází k zatměním v hlavní fázi zcela výjimečně a úplné zatmění Slunce je ještě vzácnější. Na území Moskvy tak od 11. do 18. století bylo možné pozorovat 159 zatmění Slunce s fází větší než 0,5, z nichž pouze 3 byla úplná (8/11/1124, 03/20/1140 a 06/07 /1415) [88] . Další úplné zatmění Slunce nastalo 19. srpna 1887. V Moskvě bylo 26. dubna 1827 možné pozorovat prstencové zatmění. K velmi silnému zatmění s fází 0,96 došlo 9. července 1945. Příští úplné zatmění Slunce se očekává v Moskvě 16. října 2126.
Úplná zatmění Slunce umožňují pozorování koróny a bezprostředního okolí Slunce, což je za normálních podmínek extrémně obtížné (ačkoli od roku 1996 mohou astronomové díky práci družice SOHO neustále pozorovat okolí naší hvězdy ( English Solar and Heliospheric Observatory - sluneční a heliosférická observatoř)). Francouzský vědec Pierre Jansen během úplného zatmění Slunce v Indii 18. srpna 1868 poprvé studoval chromosféru Slunce a získal spektrum nového chemického prvku . Tento prvek byl pojmenován po Slunci - helium [89] . V roce 1882 , 17. května , během zatmění Slunce viděli pozorovatelé z Egypta kometu letící blízko Slunce [90] .
název | Vzdálenost, světelné roky |
---|---|
Proxima Centauri | 4,2421±0,0016 |
α Centauri A | 4,3650 ± 0,0068 |
α Centauri B | 4,3650 ± 0,0068 |
Barnardova hvězda | 5,9630 ± 0,0109 |
Luman 16 | 6,588 ± 0,062 |
MOUDRÝ 0855–0714 | 7,27 ± 0,13 |
Vlk 359 | 7,7825 ± 0,0390 |
Lalande 21185 | 8,2905±0,0148 |
Sirius A | 8,5828 ± 0,0289 |
Sirius B | 8,5828 ± 0,0289 |
Tři hvězdy nejblíže Slunci jsou ve vzdálenosti asi 4,3 světelných let (asi 270 tisíc AU). Tvoří hvězdný systém Alfa Centauri a pohybují se po složitých trajektoriích kolem sebe. Momentálně je nejblíže Proxima Centauri .
V současné době je známo několik "dvojčat" Slunce, která jsou téměř úplnými analogy naší hvězdy, pokud jde o hmotnost , svítivost , teplotu (±50 K), kovovost (±12 %), stáří (±1 miliarda let), atd. [91 ] , mezi které patří:
Slunce spolu se sluneční soustavou vykonává složitý pohyb vůči ostatním tělesům ve vesmíru.
Ve vztahu k nejbližším hvězdám se pohybuje rychlostí asi 20 km/s směrem k bodu, který má rovníkové souřadnice α \u003d 270 °, δ \u003d 30 ° (v souhvězdí Herkules ).
Tato rychlost je však mnohem menší než rychlost Slunce vzhledem ke středu Galaxie . Spolu se zónou synchronní rotace (korotace) Galaxie se Slunce otáčí po eliptické dráze kolem svého středu a za 225-250 milionů let udělá revoluci. V tomto případě je lineární rychlost 220-240 km/s [92] . Jeho směr je poměrně pomalý, ale měnící se (za půl periody se změní na opačný - asi 125 milionů let). V současné době je tento vektor nasměrován do souhvězdí Labutě . Kromě pohybu kolem středu Galaxie Slunce také kmitá vzhledem k rovině galaxie, křižuje ji každých 30–35 milionů let (podle jiných výpočtů každých 20–25 milionů let) a končí buď v severní nebo na jižní galaktické polokouli. Být v korotační zóně maximalizuje interval mezi průchodem spirálních ramen Sluncem [93] .
Také Slunce se spolu s celou Galaxií pohybuje relativně ke středu Místní skupiny galaxií [94] .
V roce 1969 byla poprvé identifikována dipólová složka [95] v kosmickém mikrovlnném pozadí : ukázalo se, že její teplota není na obloze stejná. Ve směru souhvězdí Lva byl o 0,1 % vyšší než průměr a o 0,1 % nižší v opačném [96] . Je to důsledek Dopplerova jevu , ke kterému dochází, když se Slunce pohybuje vzhledem k pozadí pozadí rychlostí přibližně 370 km/s směrem k souhvězdí Lva. Tento pohyb se skládá z pohybu Slunce vzhledem ke středu Galaxie, pohybu Galaxie vzhledem ke středu hmoty Místní skupiny a vlastního pohybu Místní skupiny. Rychlost druhého jmenovaného je podle moderních údajů 627±22 km/s a směřuje k bodu s galaktickými souřadnicemi , [97] [98] (tento bod se nachází v souhvězdí Hydra [99] ).
Na své cestě kolem středu Galaxie se Slunce v současné době pohybuje oblastí vzácného horkého plynu známou jako Místní bublina a Místním mezihvězdným mračnem nacházejícím se v této oblasti , který je vyfouknut z oblasti tvorby hvězd zvané Sdružení Štír-Kentaurus . Slunce se pohybuje oblastí Local Bubble za posledních 5 nebo dokonce 10 milionů let, do Místního mezihvězdného mračna vstoupilo někde před 44 až 150 tisíci lety a očekává se, že v něm zůstane dalších 10–12 tisíc let [100 ] [101] .
Od nejstarších dob si lidstvo všímalo důležité role Slunce – jasného disku na obloze, který přenáší světlo a teplo.
V mnoha prehistorických a starověkých kulturách bylo Slunce uctíváno jako božstvo. Kult Slunce zaujímal důležité místo v náboženstvích civilizací Egypta , Inků a Aztéků . Mnoho starověkých památek je spojeno se Sluncem: například megality přesně označují polohu letního slunovratu (jedny z největších megalitů tohoto druhu jsou v Nabta Playa ( Egypt ) a Stonehenge ( Velká Británie ), pyramidy v Chichen Itza ( Mexiko ) jsou postaveny tak, že stín ze Země klouže po pyramidě ve dnech jarní a podzimní rovnodennosti a tak dále. Starověcí řečtí astronomové , pozorující zdánlivý roční pohyb Slunce podél ekliptiky , považovali Slunce za jednu ze sedmi planet (z jiného řeckého ἀστὴρ πλανήτης - putující hvězda). V některých jazycích je slunce spolu s planetami zasvěceno dni v týdnu .
Jedním z prvních, kdo se pokusil podívat na Slunce z vědeckého hlediska, byl řecký filozof Anaxagoras . Řekl, že Slunce není Héliův vůz , jak učila řecká mytologie , ale obr, „velikost větší než Peloponés “, rozžhavená kovová koule. Za toto kacířské učení byl uvržen do vězení, odsouzen k smrti a propuštěn pouze díky Periklově intervenci .
Názor, že Slunce je střed, kolem kterého se planety točí, vyjádřil Aristarchos ze Samosu a starověcí indičtí vědci (viz Heliocentrický systém světa ). Tato teorie byla oživena Koperníkem v 16. století .
Aristarchos ze Samosu se jako první pokusil vypočítat vzdálenost Země od Slunce tak, že změřil úhel mezi Sluncem a Měsícem ve fázi první nebo poslední čtvrti a z odpovídajícího pravoúhlého trojúhelníku určil poměr vzdálenost od Země k Měsíci ke vzdálenosti od Země ke Slunci [102] . Podle Aristarcha je vzdálenost ke Slunci 18krát větší než vzdálenost k Měsíci. Ve skutečnosti je vzdálenost ke Slunci 394krát větší než vzdálenost k Měsíci. Ale vzdálenost k Měsíci ve starověku určil velmi přesně Hipparchos a použil jinou metodu navrženou Aristarchem ze Samosu [102] .
Čínští astronomové pozorovali sluneční skvrny po staletí od dynastie Han . Skvrny byly poprvé zakresleny v roce 1128 v kronice Jana z Worcesteru [103] . Od roku 1610 začíná éra instrumentálního výzkumu Slunce. Vynález dalekohledu a jeho speciální rozmanitost pro pozorování Slunce – helioskop – umožnil Galileovi , Thomasi Harriotovi , Christophu Scheinerovi a dalším vědcům uvažovat o slunečních skvrnách. Galileo byl zjevně první mezi badateli, který rozpoznal skvrny jako součást sluneční struktury, na rozdíl od Scheinera, který je považoval za planety procházející před Sluncem. Tento předpoklad umožnil Galileovi objevit rotaci Slunce a vypočítat její periodu. Více než deset let sporů mezi Galileem a Scheinerem bylo věnováno prioritě objevu skvrn a jejich povahy, nicméně s největší pravděpodobností první pozorování a první publikace nepatří ani k jednomu z nich [104] .
První víceméně přijatelný odhad vzdálenosti Země ke Slunci metodou paralaxy získali Giovanni Domenico Cassini a Jean Richet . V roce 1672 , kdy byl Mars ve velké opozici vůči Zemi, měřili současně polohu Marsu v Paříži a v Cayenne , správním středisku Francouzské Guyany. Pozorovaná paralaxa byla 24″. Na základě výsledků těchto pozorování byla zjištěna vzdálenost Země k Marsu, která byla následně přepočítána na vzdálenost Země ke Slunci – 140 milionů km.
Na začátku 19. století otec Pietro Angelo Secchi ( italsky Pietro Angelo Secchi ), hlavní astronom Vatikánu, zahájil takové odvětví výzkumu v astronomické vědě, jako je spektroskopie , rozkládající sluneční světlo na barvy jeho složek. Ukázalo se, že složení hvězd lze takto studovat a Fraunhofer objevil absorpční čáry ve spektru Slunce. Díky spektroskopii byl objeven nový prvek ve složení Slunce, který dostal jméno helium na počest starořeckého boha Slunce Hélia.
Po dlouhou dobu zůstávaly zdroje sluneční energie nepochopitelné. V roce 1848 předložil Robert Mayer hypotézu meteoritu , podle níž je Slunce ohříváno bombardováním meteoritů. S takovým počtem meteoritů by však Země byla také velmi horká; kromě toho by pozemské geologické vrstvy sestávaly hlavně z meteoritů; nakonec musela vzrůst hmotnost Slunce, což by ovlivnilo pohyb planet [105] . Ve druhé polovině 19. století proto mnozí badatelé považovali za nejvěrohodnější teorii vyvinutou Helmholtzem ( 1853 ) a Lordem Kelvinem [106] , kteří navrhli, že Slunce se zahřívá v důsledku pomalé gravitační kontrakce („ Kelvin-Helmholtzův mechanismus “ ). Výpočty založené na tomto mechanismu odhadovaly maximální stáří Slunce na 20 milionů let a dobu, po které Slunce vyhasne, na ne více než 15 milionů [105] . Tato hypotéza však byla v rozporu s geologickými údaji o stáří hornin , které naznačovaly mnohem větší čísla. Například Charles Darwin poznamenal, že eroze vendských ložisek trvala nejméně 300 milionů let [107] . Nicméně encyklopedie Brockhause a Efrona považuje gravitační model za jediný přípustný [105] .
Teprve ve 20. století bylo nalezeno správné řešení tohoto problému. Zpočátku Rutherford předložil hypotézu, že zdrojem vnitřní energie Slunce je radioaktivní rozpad [108] . V roce 1920 Arthur Eddington navrhl, že tlak a teplota ve vnitřku Slunce jsou tak vysoké, že tam může proběhnout termonukleární reakce , při které se jádra vodíku ( protony ) spojí do jádra helia-4 . Protože hmotnost posledně jmenovaného je menší než součet hmotností čtyř volných protonů, část hmoty se při této reakci přemění na energii fotonu [109] . Převahu vodíku ve složení Slunce potvrdila v roce 1925 Cecilia Payne . Teorie jaderné fúze byla vyvinuta ve 30. letech 20. století astrofyziky Subramanyan Chandrasekhar a Hans Bethe . Bethe podrobně vypočítal dvě hlavní termonukleární reakce, které jsou zdroji sluneční energie [110] [111] . Nakonec se v roce 1957 objevila práce Margaret Burbidgeové „Synthesis of Elements in Stars“ [112] , ve které bylo ukázáno, že většina prvků ve vesmíru vznikla jako výsledek nukleosyntézy probíhající ve hvězdách .
V roce 1905 George Ellery Hale na observatoři Mount Wilson nainstaloval první sluneční dalekohled do malé observatoře a začal hledat odpověď na původ slunečních skvrn objevených Galileem. George Hale objevil, že sluneční skvrny jsou způsobeny magnetickým polem, protože způsobuje pokles povrchové teploty. Právě magnetické pole na povrchu Slunce způsobuje sluneční větry – erupce plazmatu sluneční koróny stovky tisíc kilometrů do vesmíru.
V lednu 2020 pořídil teleskop US National Science Foundation nejpřesnější snímky Slunce v historii. Jasně ukazují „buňky“, po kterých se plazma pohybuje [113] .
Zemská atmosféra brání průchodu mnoha druhů elektromagnetického záření z vesmíru. Navíc i ve viditelné části spektra, pro kterou je atmosféra dosti průhledná, mohou být obrazy vesmírných objektů zkresleny jejími kolísáním, takže je lepší tyto objekty pozorovat ve velkých výškách (ve vysokohorských observatořích pomocí nástroje vynesené do horních vrstev atmosféry atd.) nebo dokonce z vesmíru. To platí i pro pozorování Slunce. Pokud potřebujete získat velmi jasný obraz Slunce, prozkoumat jeho ultrafialové nebo rentgenové záření , přesně změřit sluneční konstantu , pak se provádějí pozorování a průzkumy z balónů , raket , satelitů a vesmírných stanic .
Ve skutečnosti první mimoatmosférická pozorování Slunce provedla druhá umělá družice Země, Sputnik 2 , v roce 1957. Pozorování byla prováděna v několika spektrálních rozsazích od 1 do 120 Á , oddělených pomocí organických a kovových filtrů [114] . Experimentální detekce slunečního větru byla provedena v roce 1959 pomocí iontových pastí sond Luna-1 a Luna-2 , jejichž experimenty vedl Konstantin Gringauz [115] [116] [117] .
Další kosmické lodě, které zkoumaly sluneční vítr, byly satelity Pioneer 5-9 NASA , vypuštěné v letech 1960 až 1968 . Tyto satelity kroužily kolem Slunce blízko zemské oběžné dráhy a prováděly detailní měření parametrů slunečního větru.
V 70. letech byly vypuštěny družice Helios-I a Helios-II ( anglicky Helios ) jako součást společného projektu mezi Spojenými státy a Německem . Byli na heliocentrické dráze , jejíž perihélium leželo uvnitř dráhy Merkuru , asi 40 milionů km od Slunce. Tato zařízení pomohla získat nová data o slunečním větru.
V roce 1973 byla uvedena do provozu vesmírná sluneční observatoř Apollo Telescope Mount (anglicky) na americké vesmírné stanici Skylab . S pomocí této observatoře byla provedena první pozorování oblasti přechodu Slunce a ultrafialového záření sluneční koróny v dynamickém režimu. Objevila také výrony koronální hmoty a koronální díry , o kterých je nyní známo, že úzce souvisejí se slunečním větrem.
V roce 1980 NASA vypustila na oběžnou dráhu Země kosmickou sondu Solar Maximum Mission (SolarMax) , která byla navržena k pozorování ultrafialového , rentgenového a gama záření ze slunečních erupcí během období vysoké sluneční aktivity. Jen pár měsíců po startu však porucha elektroniky způsobila přechod sondy do pasivního režimu.
V roce 1984 vesmírná mise STS-41C na raketoplánu Challenger opravila poruchu sondy a znovu ji vypustila na oběžnou dráhu. Poté, před svým vstupem do atmosféry v červnu 1989 , pořídila sonda tisíce snímků sluneční koróny [118] . Jeho měření také pomohla zjistit, že síla celkového záření Slunce se za rok a půl pozorování změnila pouze o 0,01 %.
Japonská družice „ Yohkoh “ (よ うこう yo:ko:, „sluneční svit“) , vypuštěná v roce 1991 , provedla pozorování slunečního záření v oblasti rentgenového záření. Data, která získal, pomohla vědcům identifikovat několik různých typů slunečních erupcí a ukázala, že koróna, i když je daleko od oblastí s maximální aktivitou, je mnohem dynamičtější, než se běžně věřilo. Yoko fungovala po celý sluneční cyklus a během zatmění Slunce v roce 2001 přešla do pasivního režimu , když ztratila svou orientaci se Sluncem. V roce 2005 satelit vstoupil do atmosféry a byl zničen [119] .
Pro solární výzkum je velmi důležitý program SOHO ( SOlar and Heliospheric Observatory ), organizovaný společně Evropskou kosmickou agenturou a NASA . Sonda SOHO byla vypuštěna 2. prosince 1995, místo plánovaných dvou let funguje již více než deset let (stav k roku 2009). Ukázalo se to tak užitečné, že 11. února 2010 byla vypuštěna další, podobná kosmická loď SDO ( Solar Dynamics Observatory ) [120] . SOHO se nachází v Lagrangeově bodě mezi Zemí a Sluncem a od startu vysílá na Zemi snímky Slunce v různých vlnových délkách. Kromě svého hlavního úkolu - studia Slunce - SOHO studovalo velké množství komet , většinou velmi malých, které se vypařují, když se přibližují ke Slunci [121] .
Všechny tyto satelity pozorovaly Slunce z roviny ekliptiky , a proto mohly podrobně studovat pouze oblasti vzdálené od jeho pólů. V roce 1990 byla vypuštěna kosmická sonda Ulysses , která zkoumala polární oblasti Slunce. Nejprve provedla gravitační asistenci poblíž Jupiteru , aby se dostala z roviny ekliptiky. Šťastnou shodou okolností se mu také v roce 1994 podařilo pozorovat srážku komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem . Poté, co vstoupil na plánovanou oběžnou dráhu, začal pozorovat sluneční vítr a sílu magnetického pole ve vysokých helio zeměpisných šířkách. Ukázalo se, že sluneční vítr má v těchto zeměpisných šířkách rychlost asi 750 km/s , což je méně, než se očekávalo, a že v těchto zeměpisných šířkách existují velká magnetická pole, která rozptylují galaktické kosmické záření [122] .
Složení sluneční fotosféry bylo dobře prozkoumáno pomocí spektroskopických metod, ale údajů o poměru prvků v hlubokých vrstvách Slunce je mnohem méně. Za účelem získání přímých údajů o složení Slunce byla vypuštěna vesmírná sonda Genesis . Vrátil se na Zemi v roce 2004 , ale byl poškozen při přistání kvůli poruše jednoho ze senzorů zrychlení a padáku, který se v důsledku toho neotevřel. Navzdory vážnému poškození modul návratu dopravil několik použitelných vzorků slunečního větru zpět na Zemi.
22. září 2006 byla na oběžnou dráhu Země vypuštěna sluneční observatoř Hinode (Solar-B) . Observatoř byla vytvořena v japonském institutu ISAS, kde byla vyvinuta observatoř Yohkoh (Solar-A), a je vybavena třemi přístroji: SOT - sluneční optický dalekohled, XRT - rentgenový dalekohled a EIS - ultrafialový zobrazovací spektrometr . Hlavním úkolem Hinode je studovat aktivní procesy ve sluneční koroně a stanovit jejich spojení se strukturou a dynamikou slunečního magnetického pole [123] .
V říjnu 2006 byla spuštěna sluneční observatoř STEREO . Skládá se ze dvou stejných kosmických lodí na takových drahách, že jedna z nich neustále zaostává za Zemí a druhá ji předbíhá. To umožňuje stereo zobrazování Slunce a slunečních jevů, jako jsou výrony koronální hmoty .
V lednu 2009 byla vypuštěna ruská družice „ Koronas-Photon “ s komplexem vesmírných dalekohledů „ Tesis “ [124] . Součástí observatoře je několik dalekohledů a ultrafialových spektroheliografů a také širokoúhlý monitorovánípracující v linii ionizovaného helia HeII 304 A.koronograf geomagnetických poruch .
11. února 2010 Spojené státy vypustily na geostacionární dráhu novou sluneční observatoř SDO (Solar Dynamic Observatory) [125] .
Pro efektivní pozorování Slunce existují speciální, tzv. sluneční dalekohledy , které jsou instalovány v mnoha observatořích světa. Pozorování Slunce má tu zvláštnost, že jas Slunce je vysoký, a v důsledku toho může být svítivost slunečních dalekohledů malá. Mnohem důležitější je získat co největší měřítko obrazu a k dosažení tohoto cíle mají sluneční dalekohledy velmi velké ohniskové vzdálenosti (metry a desítky metrů). Otočit takovou konstrukci není snadné, ale není to nutné. Poloha Slunce na obloze je omezena poměrně úzkým pásem, jeho maximální šířka je 46 stupňů. Proto je sluneční světlo nasměrováno pomocí zrcadel na trvale instalovaný dalekohled a poté promítáno na plátno nebo pozorováno pomocí zatemněných filtrů.
Slunce není zdaleka nejsilnější existující hvězdou, ale je relativně blízko Země , a proto pro nás svítí velmi jasně - 400 000krát jasněji než Měsíc v úplňku . Z tohoto důvodu je extrémně nebezpečné dívat se na denní Slunce pouhým okem a je absolutně nemožné dívat se dalekohledem nebo dalekohledem bez speciálního světelného filtru - může dojít k nevratnému poškození zraku (popálení sítnice a rohovky, destrukce tyčinek , čípků a vede ke slepotě ) [126] [127] . Pozorování Slunce pouhým okem bez poškození zraku je možné pouze při východu nebo západu Slunce (pak jas Slunce zeslábne několik tisíckrát), nebo ve dne s použitím filtrů . Pro amatérská pozorování dalekohledem nebo dalekohledem byste měli použít také clonící světelný filtr umístěný před objektivem . Lepší je však použít jiný způsob – promítnout sluneční obraz dalekohledem na bílé plátno. I s malým amatérským dalekohledem tak lze studovat sluneční skvrny a za dobrého počasí vidět granulaci a záblesky na povrchu Slunce. V tomto případě však hrozí poškození samotného dalekohledu, proto byste si před použitím této metody měli přečíst návod k dalekohledu. Při tomto způsobu pozorování Slunce hrozí poškození zejména odrazným dalekohledům a katadioptrickým dalekohledům . Navíc se přes něj v žádném případě nemůže žádný dalekohled dívat přímo na Slunce bez speciálního světelného filtru a při promítání obrazu na plátno se nedoporučuje držet jej po dlouhou dobu, bez přerušení, nasměrovaný na Slunce [128] .
Jaderné reakce probíhající v jádru Slunce vedou k produkci velkého množství elektronových neutrin . Zároveň měření toku neutrin na Zemi , která se neustále provádějí od konce 60. let, ukázala, že počet registrovaných slunečních elektronových neutrin je přibližně dvakrát až třikrát menší, než předpovídá standardní solární model popisující procesy v Slunce. Tento rozpor mezi experimentem a teorií byl nazýván „problémem slunečních neutrin“ a je jednou ze záhad sluneční fyziky již více než 30 let. Situaci komplikuje skutečnost, že neutrina interagují s hmotou extrémně slabě a vytvoření detektoru neutrin, který je schopen přesně změřit tok neutrin i takové síly, jako je energie pocházející ze Slunce, je technicky obtížný a nákladný úkol (viz Neutrino astronomie ).
Byly navrženy dva hlavní způsoby řešení problému slunečních neutrin. Za prvé bylo možné upravit model Slunce tak, aby se snížila očekávaná termonukleární aktivita (a tím i teplota ) v jeho jádru a následně tok neutrin emitovaný Sluncem. Za druhé by se dalo předpokládat, že část elektronových neutrin emitovaných jádrem Slunce se při pohybu směrem k Zemi změní na neutrina jiných generací (mionová a tau neutrina) , která nejsou detekována konvenčními detektory [129] . Dnes je jasné, že ten druhý způsob je s největší pravděpodobností správný.
Aby došlo k přechodu jednoho typu neutrin na druhý - tedy k tzv. oscilacím neutrin - musí mít neutrino jinou hmotnost než nulu . Nyní bylo zjištěno, že tomu tak skutečně je [130] . V roce 2001 byly všechny tři typy slunečních neutrin přímo detekovány na observatoři Sudbury Neutrino Observatory a ukázalo se, že jejich celkový tok je v souladu se standardním solárním modelem. V tomto případě se pouze asi třetina neutrin dopadajících na Zemi ukáže jako elektronická. Toto číslo je v souladu s teorií, která předpovídá přechod elektronových neutrin na neutrina další generace jak ve vakuu (ve skutečnosti „ oscilace neutrin “), tak ve sluneční hmotě („ Mikheev-Smirnov-Wolfensteinův efekt “). V současnosti se tedy zdá, že problém slunečních neutrin byl vyřešen.
Nad viditelným povrchem Slunce ( fotosférou ), který má teplotu asi 6000 K , se nachází sluneční koróna s teplotou více než 1 000 000 K. Lze ukázat, že přímý tok tepla z fotosféry nestačí vést k tak vysoké teplotě koróny.
Předpokládá se, že energie pro ohřev koróny je dodávána turbulentními pohyby subfotosférické konvektivní zóny. V tomto případě byly navrženy dva mechanismy přenosu energie do koróny. Jednak se jedná o ohřev vln - zvukové a magnetohydrodynamické vlny vznikající v turbulentní konvektivní zóně se šíří do koróny a tam se rozptýlí, přičemž jejich energie se přeměňuje na tepelnou energii koronálního plazmatu. Alternativním mechanismem je magnetické zahřívání, při kterém se magnetická energie plynule generovaná fotosférickými pohyby uvolňuje opětovným připojením magnetického pole ve formě velkých slunečních erupcí nebo velkého počtu malých erupcí [131] .
V současné době není jasné, jaký typ vln poskytuje účinný mechanismus pro ohřev koróny. Lze ukázat, že všechny vlny, kromě magnetohydrodynamických Alfvenových vln , se rozptylují nebo se odrážejí předtím, než dosáhnou koróny [132] , zatímco rozptylu Alfvénových vln v koróně je bráněno. Moderní badatelé se proto zaměřili na mechanismus ohřevu pomocí slunečních erupcí. Jedním z možných kandidátů na zdroje koronálního ohřevu jsou neustále se vyskytující erupce v malém měřítku [133] , i když v této otázce ještě nebylo dosaženo konečného vyjasnění.
Stejně jako mnoho jiných přírodních jevů bylo v celé historii lidské civilizace v mnoha kulturách Slunce předmětem uctívání. Kult Slunce existoval ve starověkém Egyptě , kde byl slunečním božstvem Ra [134] . Mezi Řeky byl bohem Slunce Hélios [135] , který podle legendy denně cestoval po obloze na svém voze . Ve starověkém ruském pohanském panteonu existovala dvě sluneční božstva - Khors (skutečné personifikované slunce) a Dazhdbog . Roční sváteční a rituální cyklus Slovanů , stejně jako jiných národů, byl navíc úzce spjat s ročním slunečním cyklem a jeho klíčové okamžiky ( slunovraty ) zosobňovaly postavy jako Kolyada ( Ovsen ) a Kupala .
Většina národů měla mužské sluneční božstvo (například v angličtině se osobní zájmeno „on“ používá pro Slunce), ale ve skandinávské mytologii je Slunce (Sul) ženským božstvem.
Ve východní Asii , konkrétně ve Vietnamu , je Slunce označeno symbolem 日 (čínsky pinyin rì), i když existuje i jiný symbol - 太阳 (tai yang). V těchto původních vietnamských slovech slova nhật a thái dương naznačují, že ve východní Asii byly Měsíc a Slunce považovány za dva protiklady – jin a jang . Vietnamci i Číňané ve starověku je považovali za dvě primární přírodní síly, přičemž Měsíc byl považován za spojený s jin a Slunce s jang [136] .
V kabale je Slunce spojováno se sefirou Tiferet (viz také chaldejská řada ) [137] . V astrologii koreluje s duchem, vědomím a také vitálními silami těla [138] . V astrologii je každému člověku přiděleno znamení zvěrokruhu podle podmíněného postavení Slunce mezi souhvězdími zvěrokruhu v den jeho narozenin.
V mnoha indoevropských jazycích se Slunce označuje slovem, které má kořen sol . Slovo sol tedy znamená „Slunce“ v latině a v moderní portugalštině , španělštině , islandštině , dánštině , norštině , švédštině , katalánštině a galicijštině . V angličtině se také někdy (hlavně ve vědeckém kontextu) slovo Sol používá k označení Slunce, ale hlavním významem tohoto slova je jméno římského boha [139] [140] . V perštině sol znamená „sluneční rok“. Ze stejného kořene pochází staré ruské slovo s'lntse , moderní ruské slunce , stejně jako odpovídající slova v mnoha dalších slovanských jazycích .
Na počest Slunce je pojmenována měna státu Peru ( new sol ), dříve nazývaného inti (tzv. sluneční bůh Inků , který zaujímal klíčové místo v jejich astronomii a mytologii ), což znamená slunce . v kečuánštině .
V roce 2002 a následujících letech média informovala, že za 6 let Slunce exploduje (to znamená, že se změní v supernovu ) [141] . Zdrojem informací byl " nizozemský astrofyzik Dr. Piers van der Meer, expert Evropské kosmické agentury " . Ve skutečnosti ESA nemá zaměstnance s tímto jménem [142] . Navíc astrofyzika s tímto názvem vůbec neexistuje. Vodíkové palivo bude Slunci stačit na několik miliard let. Po této době se Slunce zahřeje na vysoké teploty (i když ne okamžitě - tento proces bude trvat desítky či stovky milionů let), ale nestane se supernovou . Slunce se v zásadě nemůže proměnit v supernovu kvůli nedostatečné hmotnosti.
Původní zpráva byla publikována v Weekly World News , novinách proslulých svým sklonem publikovat pochybné informace [143] .
Tematické stránky | ||||
---|---|---|---|---|
Slovníky a encyklopedie |
| |||
|
Sluneční Soustava | |
---|---|
Centrální hvězda a planety | |
trpasličí planety | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4 |
Velké satelity | |
Satelity / prsteny | Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara |
První objevené asteroidy | |
Malá těla | |
umělé předměty | |
Hypotetické objekty |
|
slunce | ||
---|---|---|
Struktura | ||
Atmosféra | ||
Rozšířená struktura | ||
Jevy týkající se Slunce | ||
související témata | ||
Spektrální třída : G2 |
Slunce | Vesmírný průzkum|
---|---|
pracovníků | |
Dokončeno | |
Plánováno |
|
Zrušeno |
|
atmosféry | |
---|---|
Atmosféry hvězd | slunce |
planetární atmosféry | |
Atmosféry satelitů | |
trpasličí planety | |
exoplanety | |
viz také |