Astronomie
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 30

Astronomie PowerPoint PPT Presentation


  • 93 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

Astronomie. RNDr. Z den ě k Moravec , Ph.D. katedra fyziky PřF UJEP. Sluneční soustava. Slunce Planety a jejich měsíce Planetky Komety Meteoroidy Transneptunická tělesa Vznik sluneční soustavy Výzkum sluneční soustavy pomocí sond. Slunce. SOHO 3.9.1999. Co je Slunce.

Download Presentation

Astronomie

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Astronomie

Astronomie

RNDr. Zdeněk Moravec, Ph.D.

katedra fyziky PřF UJEP


Slune n soustava

Sluneční soustava

  • Slunce

  • Planety a jejich měsíce

  • Planetky

  • Komety

  • Meteoroidy

  • Transneptunická tělesa

  • Vznik sluneční soustavy

  • Výzkum sluneční soustavy pomocí sond


Slunce

Slunce

SOHO 3.9.1999


Co je slunce

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.


Z kladn daje o slunci

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


Z kladn daje o slunci1

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


St slunce

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.


Chemick slo en slunce

Chemické složení Slunce

  • zastoupení vodíku X = 0,71

  • zastoupení hélia Y = 0,27

  • zastoupení ostatních prvků Z = 0,02 (metalicita)

  • X + Y + Z = 1


Slune n spektrum

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


Nitro slunce

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.


Stavba slunce

Stavba Slunce


Atmosf ra slunce

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.


Atmosf ra slunce1

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.


Slune n kor na p i pln m zatm n slunce

Sluneční koróna při úplném zatmění Slunce


Slune n v tr

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


Termonukle rn reakce

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


Probl m s neutriny

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.


Magnetick pole slunce

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.


Tvary pozorovan na slunci

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.


Slune n skvrny

Sluneční skvrny


Slune n skvrny1

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).


Slune n cyklus

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.


Slune n cyklus1

Sluneční cyklus


Tvary pozorovan na slunci1

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.


Protuberance

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.


Protuberance1

Protuberance


Erupce

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.


Erup n smy ky sonda trace

Erupční smyčky: sonda TRACE


Slunce 18 11 2002

Slunce 18. 11. 2002


Koron ln v trysky

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.


  • Login