SLUNCE
Slunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě přibližně 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrny, protuberance, erupce i jiné sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářením v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem i proudem nabitých částic.
Více se dozvíte v sekci Astrofyzika,
v kapitole Slunce.
Povrch Slunce (fotosféra)
- levý snímek je v čáře Hα
(λ = 656.3 nm).
Následující snímky s patrnými erupcemi jsou v čáře He II na vlnové
délce λ = 30.4
nm (SOHO−EIT, 1998).
  
Koronální výtrysky -
asi 1012 kg látky je vyvrženo rychlostí kolem 500 km/s. V
dané oblasti se před výtryskem často pozoruje velmi pomalé narůstání
jasnosti oblasti (několik dnů). Některé koronální výtrysky jsou
doprovázeny eruptivními protuberancemi. Při fotografování je vlastní
sluneční disk zakryt kruhovou clonou o rozměrech 60% slunečního disku (HAO,
1980).
Protuberance - obří výron
plazmatu ovládaný magnetickým polem (Skylab, 1974, film 4×5 cm).
Zjasnění ve fotosféře -
fotografováno v čáře Hα
(λ = 656.3 nm).
Na snímku patrné skvrny a vláknité struktury ovládané magnetickým polem.
Sluneční skvrna - středně veliká skvrna ve vysokém rozlišení.
Tmavá část skvrny (umbra) je veliká asi jako Zeměkoule, světlejší část
se nazývá penumbra. Skvrny mohou vydržet týdny až měsíce, poté se
rozpadají. Tmavá barva je způsobena nižší teplotou (asi o 1500 K)
než má okolí. V místě skvrny je silné lokální magnetické pole. V
okolí skvrny je dobře patrná granulace - vrcholky vzestupných a sestupných
proudů. Světlejší zrna jsou teplejší vzestupné proudy a tmavší
chladnější sestupné proudy. Typické rychlosti proudů jsou kilometry za
sekundu (HAO, 1994).
Sluneční skvrna - model zvukové rychlosti ve
sluneční skvrně postavený na měření ze SOHO
(SOHO, MDI, 1998).
Magnetické pole -
magnetogram oblasti s bohatou skupinou slunečních skvrn ukazuje, že v místech
skvrn je soustředěno silné magnetické pole v rozmezí (0.1÷0.4) T
(NSO). Na druhém snímku je rekonstrukce magnetických silokřivek z měření
magnetického pole (SOHO,
MDI, 1997).
 
Zatmění Slunce v roce 1998 -
fotografoval Martin Lehký ve Venezuele (expozice 2 s, film Kodak,
TeleXenar 5.5/360).
Sluneční aktivita - na přiložených
šesti snímcích je situace na Slunci v přibližně stejném období
(10.10.-13.10.1997), fotografovaná různými přístroji v různém
oboru spektra. Povšimněte si, že ve vizuálním oboru jsou skvrny tmavé,
zatímco v UV a RTG jde o nejaktivnější oblasti na povrchu.
1: 10830 A (He I); U.S. National Solar Observatory at Kitt Peak
(Arizona); 12.10.1997.
2: 304 A (He II); SOHO Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT); 13.10.1997.
3: 195 A (Fe XII); SOHO Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT); 13.10.1997.
4: Soft Xray Yohkoh Soft X-ray Telescope (SXT); 11.10.1997.
5: Magnetogram; U.S. National Solar Observatory at Kitt Peak (Arizona); 10.10.1997.
6: Snímek koróny v bílém světle; High Altitude Observatory Mauna Loa Solar Observatory (Hawaii); 10.10.1997.
  
  
Sluneční erupce - SOHO
11. února 1996.
 
Animace - První dva obrázky:
animace erupcí z RTG dalekohledu sondy Yohkoh (Yohkoh, 1993). Na druhém snímku
jsou seismické vlny na Slunci. Sluncetřesení se zrychlovalo z počátečních 35 tisíc kilometrů za hodinu až na maximálních 400 tisíc kilometrů za hodinu!
(SOHO, 1996).
  
Západ Slunce na Zemi
|
