Opis slnka
Sloh - Odborný opis Slnka
Slnko je našou najbližšou hviezdou. Slnečné žiarenie ovplyvňuje celú slnečnú sústavu. Bez Slnka by neexistovali planéty ani život na zemi. Slnko rozmerom a žiarením patrí iba k priemerným hviezdam. Hmotnosť slnka je 1,989.10na30 kg, priemer 1 391 960 km. V porovnaní so Zemou je 335 000 ráz hmotnejšie, s 19 ráz väčším priemerom. Slnko je obrovská rotujúca plynová guľa, tvoria ho vodík (70%), hélium (28%) a zvyšné 2% pripadajú na ostatné prvky. Teplota v strede Slnka dosahuje 19 miliónov °C. Každý štvorcový meter slnečného povrch vyžiari za sekundu do priestoru 62,86.10na6 J energie, celý povrch Slnka 3,826.10na26 J.
Slnko je najjasnejšou hviezdou na oblohe. Prevažná časť Slnka je priamemu pozorovaniu neprístupná. Pozorované žiarenie k nám prichádza iba z horných vrstiev slnečného povrchu, ktoré nazývame slnečnou atmosférou. Škvrny na povrchu Slnka sú viditeľné voľným okom. Sú to oblasti vo fotosfére s nižšou teplotou ako okolie. Na dobre vyvinutej škvrne rozoznáme tmavý tieň (umbra), akoby jadro škvrny, s teplotou asi 4 000 až 4 500 °C. Tieň je obklopený svetlejším polotieňom (penumbra). Iným znakom aktívnych oblastí na povrchu Slnka sú zjasnené miesta fotosféry, ktoré nazývame fakulové polia. Predchádzajú vzniku slnečných škvŕn a trvajú často aj po ich zániku. Jednotlivé vlákna fakulových polí tzv. fakuly, vznikajú anomálnymi chodom teploty v aktívnych oblastiach. Vyššie vrstvy sú teplejšie, nižšie vrstvy zasa chladnejšie ako okolie.
Vrstvu slnečnej atmosféry nad fotosférou nazývame chromosféra. Chromosféru môžeme pozorovať iba niekoľko sekúnd počas úplného zatmenia Slnka. Mimo slnečných zatmení chromosféru uvidíme iba spektroheliokopom alebo monochromatickým filtrom. Chromosféra je husto popretkávaná prúdmi vystupujúcich plynov, ktorých rýchlosť dosahuje až 20 km/s. Nazývame ich spikuly. Ich kinetická energia prispieva čiastočne k zahrievaniu koróny. Ohromným dojmom pôsobia protuberancie. Sú to obrovské husté chladné oblaky, prevažne vodíkovej plazmy, vyvrhnuté z povrchu do koróny, kde ich lokalizujeme. Zhustením a ochladením oblastí koróny vznikajú protuberancie i v samotnej koróne. Slnko je okrem elektromagnetického žiarenia, v ktorom nechýba ani rádiové, röntgenové a gama žiarenie, je aj zdrojom korpuskulárneho žiarenia, známeho pod názvom slnečný vietor. Častice, zo slnečného žiarenia, pri styku so zemskou atmosférou vyvolávajú polárne žiary a sú zdrojom porúch magnetického poľa zeme. V medziplanetárnom priestore sa podieľajú na formovaní chvostov komét. Poslednú, najvyššiu vrstvu slnečnej atmosféry, korónu, môžeme pozorovať iba pri úplných zatmeniach Slnka, a od roku 1930 aj pomocou špeciálneho ďalekohľadu, koronografu.
Zatmenie Slnka patrí k nápadným, ale pomerne zriedkavým prírodným úkazom. Zatmenie nastáva, keď Mesiac vojde sčasti alebo celkom do spojnice Slnka a Zeme. Slnečné zatmenia sa opakujú v perióde Saros, ktorej dĺžka je 18 rokov a 10 alebo 11 dní. Počas Sarosa sa vystrieda 45 slnečných zatmení. V jednom roku môže byť maximálne päť a minimálne dve slnečné zatmenia.
Budúcnosť Slnka v súlade so scenárom vývoja hviezd hlavnej postupnosti nie je pre nás zvlášť povzbudivá. Po vyhorení vodíka v centrálnej oblasti Slnka, k čomu dôjde asi za 5 miliónov rokov, bude jeho centrálnu oblasť tvoriť héliové jadro obklopené rozsiahlou vodíkovou atmosférou. Termojadrové reakcie sa zastavia a Slnko sa začne zmršťovať. Tým začne stúpať teplota v jeho vnútri a opäť začne horieť vodík, tentoraz v tenkej vrstve okolo héliového jadra. Teplota vrstvy vodíka vzrastie za krátky čas tak, že tlak žiarenia v nej prevládne nad gravitáciou a vrstva sa začne vzďaľovať od centrálnej oblasti Slnka. Slnko sa stane červeným obrom a bude 1 000 ráz jasnejšie a 100 razy väčšie ako dnes. Jeho povrch bude siahať až po dráhu Zeme. Vzniknutá planetárna hmlovina pohltí zvyšné vonkajšie planéty, ktoré sa ešte nestihli vypariť pri stúpajúcej teplote Slnka. Vonkajší pozorovateľ uvidí na mieste slnečnej sústavy peknú planetárnu hmlovinu a po čase na mieste Slnka bieleho trpaslíka
|
