Astronomie

1. Astronomie RNDr. Zdeněk Moravec, Ph.D. katedra fyziky PřF UJEP

2. Sluneční soustava • Slunce • Planety a jejich měsíce • Planetky • Komety • Meteoroidy • Transneptunická tělesa • Vznik sluneční soustavy • Výzkum sluneční soustavy pomocí sond

3. Slunce SOHO 3.9.1999

4. Co je Slunce • Slunce je hvězda – obrovská koule žhavých plynů, která svítí vlastním světlem • Látka je díky vysokým teplotám plně ionizována – je plazmou • Centrální těleso sluneční soustavy • střední vzdálenost AU = 1,4959787.1011 m (asi 150 mil. km). Poprvé Cassini (1671) měřil tuto vzdálenost triangulací, dnes se měření provádí mnohem přesněji pomocí radarových odrazů.

5. Základní údaje o Slunci • poloměrR = 6,9598.108 m, tj. 109 krát větší než Země • úhlový průměr 1920" = 32' • 1" na povrchu Slunce odpovídá tedy 725 km • hmotnostM = 1,989.1030 kg, 300 000 krát více než Země • střední hustotaρ = 1 409 kg.m-3 • sluneční konstantaS = 1 368 W.m-2. Ozáření měříme pyrheliometrem, musíme však přístroj umístit nad atmosféru

6. Základní údaje o Slunci • zářivost (celkový zářivý výkon) L = 3,854.1026 W plyne ze sluneční konstanty. • hvězdná velikost zdánlivá m = –26,74m, absolutní M = +4,83m • efektivní teplotaTeff = 5780 K, je definována vztahem L = 4πR2σTeff4 • perioda rotace - P = 25,38 d. Slunce nerotuje jako pevné těleso, na rovníku se otáčí rychleji (24,7 d) než na pólech (34 d), což je tzv. diferenciální rotace

7. Stáří Slunce • t = 4,55.109 let. Tuto dobu můžeme určit radioaktivním datováním meteoritů, pokud předpokládáme, že jejich kondenzace proběhla přibližně ve stejné době jako vznik Slunce. • Pro datování se používá 238U (poločas rozpadu 4,5.109 let), 232Th (1,4.1010 let) nebo 87Rb (4,8.1010 let), které se rozpadá na 87Sr. Měří se relativní zastoupení 87Sr / 86Sr.

8. Chemické složení Slunce • zastoupení vodíku X = 0,71 • zastoupení hélia Y = 0,27 • zastoupení ostatních prvků Z = 0,02 (metalicita) • X + Y + Z = 1

9. Sluneční spektrum • spojité odpovídá spektru absolutně černého tělesa o teplotě 5780 K. • obsahuje absorpční čáry (Fraunhoferem 1815) • Nejvýraznější čáry: Hα, Hβ Balmerovy série vodíku, sodíkový dublet, H a K Ca II, telurické čáry vznikající při průchodu záření atmosférou Země. • UV část spektra: dominují čáry magnézia a Lymanovy série vodíku • IR obor: Paschenovy série • Slunce zaří též v rentgenovém, gama a rádiovém oboru • Spektrální třída Slunce je G2V, je to žlutý trpaslík, hvězda hlavní posloupnosti na H-R diagramu

10. Nitro Slunce • jádro - centrální oblast Slunce. Teplota 1,3.107 K, tlak 2.1010 Pa. Probíhají zde termonukleární reakce, které jsou zdrojem energie Slunce. • zóna zářivé rovnováhy - oblast 0,35 až 0,7 poloměru Slunce, kde je nejefektivnější přenos energie zářením. • konvektivní zóna - oblast sahající od 0,7 poloměru Slunce až k jeho povrchu, kde se energie přenáší konvekcí, tj. prouděním. Horká plazma stoupá na povrch, kde se ochladí a klesá do nižších vrstev. Viditelným projevem konvekce je granulace.

11. Stavba Slunce

12. Atmosféra Slunce • fotosféra - nejnižší vrstva sluneční atmosféry, tlustá jen 300 km, viditelný povrch Slunce. Ve fotosféře je pozorována granulace, sluneční skvrny, fakule. • chromosféra - vrstva sluneční atmosféry nad fotosférou, tlustá asi 2000 km. Teplota se postupně mění od 6000 K ve fotosféře do 106 K při přechodu do koróny v tzv. přechodné vrstvě silné jen několik set km. Chromosféra je dobře pozorovatelná v čarách Hα a Ca II. Má typickou vláknitou strukturu - tzv. chromosférická síť. Její vznik souvisí se supergranulemi a tomu odpovídají i typické rozměry 30 000 km. Nad oblastmi slunečních skvrn se v této vrstvě pozorují sluneční erupce, Proudy hmoty vyvržené z fotosféry do koróny se nazývají spikule.

13. Atmosféra Slunce • koróna - vnější část sluneční atmosféry. Je tvořena velmi řídkým plynem a prachem. Jas koróny je miliónkrát slabší než jas fotosféry, proto ji můžeme pozorovat jen při úplném zatmění Slunce nebo pomocí koronografu. Hustota vnitřní koróny je 10-11krát nižší než hustota naší atmosféry, teplota dosahuje 106 K. Podle spektra můžeme rozlišit tři složky koróny: • K koróna vzniká rozptylem záření na volných elektronech. Spektrum je díky velkým Dopplerovským posuvům spojité. • F koróna je důsledkem rozptylu světla fotosféry na částečkách prachu okolo Slunce. Protože se prach pohybuje pomalu, jsou Fraunhoferovy spektrální čáry dobře patrné. K a F (bílá) koróna je pozorovatelná v oblasti 2 až 9 slunečních poloměrů. • Spektrum E koróny je charakterizované zakázanými čarami vysoce ionizovaných atomů. Nejjasnější jsou zelená koronální čára Fe XIV 530,3 nm, červená Fe X 637,4 nm, žlutá Ca XV 569,4 nm.

14. Sluneční koróna při úplném zatmění Slunce

15. Sluneční vítr • Proud rychlých elektricky nabitých částic unikajících z koróny do meziplanetárního prostoru. • Skládá se především z elektronů, protonů a z malé příměsi nabitého hélia. • V oblasti Země dosahuje rychlost 250-750 km.s-1 • Hustota protonů v okolí Země je 3 - 20 cm-3 • Zdrojem proudů jsou koronální díry s jejich otevřenými magnetickými siločarami. • Slunce díky větru ztrácí 10-13 své hmoty za rok

16. Termonukleární reakce • Energetický výkon Slunce po dobu několika miliard let nelze vysvětlit pomocí pomalého gravitačního smršťování ani chemického hoření, které by stačily jen po milióny let. • V úvahu připadají jen termonukleární reakce. Ty mohou probíhat jen při vysokých teplotách kolem 107 K. V jádru slunce probíhá především slučování vodíku na hélium v reakci nazvané proton - protonový řetězec: • 1H + p = 2D + e+ + ν (+1,44 MeV) • 2D + p = 3He + γ (+5,49 MeV) • 3He + 3He = 4He + p + p (+12,85 MeV) • Při vyšších teplotách hraje při vzniku hélia důležitou roli uhlíkový cyklus (CNO cyklus). Při teplotách nad 108 K pak dochází ke spalování hélia na těžší prvky tzv. 3α procesem

17. Problém s neutriny • Při termonukleárních reakcích vznikají neutrina, slabě interagující částice s velmi malým účinným průřezem (10-46 m2). K jejich detekci se využívá jaderných reakcí, při kterých vznikají radioaktivní produkty. • Naměřena asi 1/3 množství teoretického • Vysvětlení: oscilace neutrina mezi 3 stavy – elektronové , mionové a tau neutrino.

18. Magnetické pole Slunce • pravděpodobně vzniklo se Sluncem. Objevil ho v roce 1908 George Hale ve slunečních skvrnách. Využil přitom Zeemanova efektu (rozštěpení spektrálních čar). • Magnetické pole se přepóluje s periodou 22 let. • plazma je velmi dobrý vodič elektřiny a magnetické siločáry jsou v ní tzv. "zamrzlé". Proto na Slunci pozorujeme mnoho struktur ve tvaru siločar (např. protuberance, koróna) • Vědní obor, který se zabývá chováním plazmy v magnetickém poli, se nazývá magnetohydrodynamika. • K pozorování magnetického pole slouží magnetograf.

19. Útvary pozorované na Slunci • granulace - zrnění ve fotosféře. • Rozměry granulí jsou 1-2" (103 km) • životní doba je několik minut • typické jsou vertikální rychlosti 103 m.s-1 • Jedná se o vrcholky výstupných konvektivních proudů, které jsou asi o 200 K teplejší než intergranulární prostor. Proudy zasahují přibližně do takové hloubky, jaké jsou jejich horizontální rozměry. • Ve větších hloubkách se nacházejí supergranule s typickými rozměry 35 000 km a horizontálními rychlostmi 102 m.s2.

20. Sluneční skvrny

21. Sluneční skvrny • tmavá místa na povrchu Slunce • prvotním stadiem skvrny je pór, který vzniká rozšířením tmavého prostoru mezi granulemi. • potlačení konvekce magnetickým polem, které dosahuje hodnot 103 G. Pór může opět za 1 h zaniknout, nebo se vyvine skvrna s umbrou a penumbrou. • Životní doba skvrn je velmi rozmanitá - od několika hodin po měsíce. • Největší sluneční skvrny dosahují rozměrů až 20 heliografických stupňů. Skvrny se vyskutují výhradně v oblasti mezi 5° a 30° heliografické šířky. • Umbra (stín) se zdá velmi tmavá, její teplota je však 4000 K • Penumbra (polostín) obklopuje umbru, má vláknitou strukturu. V nižších vrstvách fotosféry proudí hmota dovnitř skvrny, ve vyšších ven (Everscheldův efekt).

22. Sluneční cyklus • V počtu skvrn na Slunci se nejvýrazněji se projevuje kolísání aktivity s periodou 11 let • lze nalézt i periody 80 let, 100 let • Počet skvrn charakterizujeme relativním číslemR = 10 g + f, kde f je počet skupin a g počet skupin. • V maximu činnosti se relativní číslo pohybuje okolo 300, v průběhu jednoho slunečního cyklu se skvrny přesouvají z vyšších heliografických šířek k rovníku („motýlkový diagram“). • V letech 1645 - 1715 se prakticky žádné skvrny nepozorovaly - toto období se nazývá Maudnerovo minimum.

23. Sluneční cyklus

24. Útvary pozorované na Slunci • fakule - jasnější oblast ve sluneční fotosféře. Fakule dosahuje šířky 10 000 km a délky 50 000 km. Prostorově odpovídají flokulím v chromosféře. Životnost fakulí je týdny až měsíce. • flokule - jasnější část chromosféry. Oblast má síťovou strukturu, rozměry až 30 000 km. • spikule - proud hmoty vyvržený z fotosféry přes chromosféru do koróny. Šířka proudu je asi 1000 km, výška 15 000 km, rychlost hmoty dosahuje 20 - 30 km.s-1. Životní doba spikulí je jen 5 až 7 minut.

25. Protuberance • oblak relativně hustší a chladnější plazmy v koróně. • pozorujeme je nad okrajem slunečního disku jako jasné útvary nebo v průmětu na disk jako filamenty. • Dosahují výšky 15 - 100 tis. km. • Klidné protuberance mají dobu života až měsice. • Aktivní, se mění v několika minutách až hodinách, souvisí s eruptivními ději.

26. Protuberance

27. Erupce • náhlé uvolnění magnetické energie na kinetickou energii elektronů, protonů a iontů. • Průvodními jevy jsou zvýšení toku záření gama, rengenového, ultrafialového, viditelného, rádiová vzplanutí, emise částic, porušení meziplanetárního magnetického pole.

28. Erupční smyčky: sonda TRACE

29. Slunce 18. 11. 2002

30. Koronální výtrysky Přístroj LASCO (širokoúhlý spektrometr a koronograf) na sondě SOHO zachytil událost zvanou "coronal mass ejection", čili výtrysk hmoty z koróny (zkráceně CME), ze dne 8. 10. 1999. Hmota opouští Slunce rychlostí 650 000 km/h, což je podprůměrná hodnota - již jsme pozorovali desetkrát rychlejší.