Vzorová hvězda - Slunce Chemické složení Slunce Spektrální typ: G2V Prvek Počet [%] Hmotnost [%] vodík 92.0 73.8 hélium 7.8 24.9 uhlík 0.02 0.20 dusík 0.008 0.09 kyslík 0.060 0.80 neon 0.010 0.16 hořčík 0.003 0.06 křemík 0.004 0.09 síra 0.002 0.05 železo 0.003 0.14 hmotnostně složení Slunce: X= 0.7380, Y= 0.2485 a Z = 0.0134 (P. Scott, N. Grevesse et al., 2015, The elemental composition of the Sun - série článků) na 1 000 atomů vodíku v povrchových vrstvách Slunce: 85 atomů He, 1,2 atomu lehčích prvků (O, C, N, Ne), 0,14 atomu těžších prvků 1 000 kg sluneční látky - 738.0 kg H, 248.5 kg He, 13.5 kg jiných prvků (O, C, Fe, Ne, N, Si, S ...) Model Slunce silná koncentrace látky ke středu hvězdy => můžeme hvězdy považovat za „hmotné body" (vysoká koncentrace látky je zejména u obrů a veleobrů) Nominální: vzdálenost od středu Temperature (Dalsgaard Model 1) Nov^ model standardnf model Christensen-Dalsgaard (1996) Density (Dalsgaard Model 1) I I 1 : Core i i l i i i l i Radiative Zone ii Connective Zone - ' i - * Gold ^"""""S*. 10° Water ; - to"2 — — < Air \ to"4 - i 10"6 - ........ i..... 0.0 0.2 0.4 0.6 Radius 0.8 1.0 NAS/VMSFC Hathaway 1.0 0.8 1 OA i g BE ■2 0.4 50 0.2 0.0 0.0 Convective Zone 0.4 0.6 Radius 0.8 1.0 NASA/MSFC Hathaway Temperature Gradient (Dalsgaard Model 1) Core i ! 1 1 r Radiative Zone Adiabatic Gradient Convective Zone 0.2 0.4 0.6 Radius 0.8 1.0 NASA/MSFC Hathaway Projevy aktivity Slunce • Fotosféra • sluneční skvrny • granulace • fakule • Chromosféra • erupce • spikule • flokule • sluncetřesení koronální zvon flokulová pole skvrny spikule granule supergranule fakule erupce Koróna • protuberance (filamenty) • koronárni transienty, kondenzace, výbuchy, díry Hellosféra • sluneční vítr • koronárni proud klidná protuberance smyčková protuberance CHROMOSFÉRA FOTOSFÉRA KONVEKTIVNÍ VRSTVA fotosféra Sluneční skvrny nejnápadnější projev sluneční činnosti místo vzniku - fotosféra části - umbra (neboli stín), - penumbra (polostín) - vlákna doba trvání - hodiny až měsíce tvar i velikost skvrn se s časem mění fotosféra Historie • 1. pozorování (cca 8. st. př.n.l. Čína), jmenovitě Shi Shen (364 př.n.l.) , • 1. katalog 45 pozorování z let 301 -1205, Číňan Ma Tuan-sien • 807 n. L, Einhard, píše o přechodu Merkuru, ale šlo o sluneční skvrnu • 1128 -1. kresba skvrny - kronika Johna z Worcesteru • objevitelé - David Fabricius a syn Johann 9. března 1611 - pozorovali a publikovali! (8. prosince 1610 anglický matematik a filozof Thomas Harriot, avšak bez publikace) Anaxagoras z Klazomen (466 př. n. I.), h—^nn» j«nK«iju** J^. fcÄwtfS Wfi«6 rife- A1U#W v^n^nlm-Jt^^m^ecUliir «WTüMmawtfl atófc filuto* MUfc fa*? lliBiniutl'.í-c 1 hV,l ^o/hřdtrhtMf U nB40*Ilf ■ fiMrELLI- tttj ffLiA=>í^tt5uU K* itvnf cuy«.pfriimiHiar nwí MUriiWjte fniUit'U*(n«PiBHM; tri u«¥t trkfe:, í «wiuika^^ArlTľljZ ! ľr^fnirti I UKpTnmfwfrfitíUH fcŕ(iíir4"t«ÍLíflTOj..iltflíBr. Li7;Kiľ AuU*tfnrl^fE.tmnr■ _A>*wer|"*Aint--,iLLiiit7ii:ttpjiii f.W(J ftf-fliBUTT Bjŕwfifljt; roliŕuf ŕ^lk.wit duJniŕtiatamemi in.fr stvc - *wiiťiltťíifalfiiijiinn'lcnnBuqiiintjiABT- dKbflim:iti.iniĽ«l unitif*iiiin w-ir-N™míltfr iMfimúfií. ««urJf:tVí óVwufir.V- Hmaa tme t-MtHatafaeUd <^tirWGif-'Li™ilff.íiirr^ iwufl» Jtf^enír■ f -jn4r tnajimril ^jtoMot i£ ti ulttum imŕ „nfľ^ JW**w qmä A* / / \ \ *n,*»iAl J'liaíwm i ň---A1_ ÍP / A n«* fmť-, í«r' '«WM». W M / /, 'S"» '4 »A liirartiniqwíirglfWS ~~-^_jgt '""»uijc.vtal, mulu 1, tiilin.. mM,M£* fwiwvr^, " '"* f I* ** 3™ S-í*"* c (d«íieflTh,Ě 'aru i ~iäJ~*-f Co jsou zač? - Herschel - průduchy v atmosféře - vznikají interakcemi magnetického pole Slunce a vzhledem k nižší teplotě se jeví jako tmavé oblasti - mohou velikostí i převyšovat velikost Země pozorovaní - dalekohledem (pouze projekcí nebo se speciální výbavou!) - volným okem aktuální situace http://sohowww.nascom.nasa.gov/sunspots/, http://www.spaceweather.com/, http://prop.hfradio.org/ fořt f A&Rtar putnu MACULJS IN SOLE Oi^F.RVA' JJ i, LT APPAÍ ETJTt n.iir.i . . .. ti ARU jí r/o. ÍUli Jtd/i&M tíf rif «wA tJmfrjwírjprcie. mri* f !(■»■ * iV I _> M li.', ť? I** itlffltl4- llJ.'j» .'.M,'. 14.3. 2022 k čemu jsou sluneční skvrny dobré? - určení rotace Slunce - objev diferenciální rotace - 27.3 d fotosféra Počet skvrn - příznak aktivity Slunce periodické změny - odhad P~10 let (1844 Heinrich Samuel Schwabe) - dnešní hodnota v průměru asi 11,3 roku poslední maximum -2001,2014 výrazná minima = Slunce beze skvrn - 1645 - 1715 Maunderovo minimum, 1450-1550 Spórerovo minimum, 1790-1830 Daltonovo minimum 400 Years of Sunspot Observations * ■f Maunder Minimum Modern Maximum 1600 1650 1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000 250 i- CD _Q 200 £ 150 Z +J O 100 Q. VI 50 3 0 1848 Johann Rudolf Wolf - relativní číslo množství skvrn na Slunci: R=10*počer skupin skvrn + celkový počet jednotlivých skvrn fotosfera 300 Monthly Averaged Daily Sunspot Number (V2.0) ' : ' ft 5 \i h Complete Month Missing 1-10 days Missing 11-2(1 days Missing >20 days 4 i ^ 4* I 1750 1760 1770 17S0 1790 1800 1810 1820 1830 1840 1850 1860 1870 1880 1890 190 300 I I 200 £ 100 & 4 £ ft •. \ * r t • i r. ü 25 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010 2020 2030 2040 205 Date http;«SolarCycle5cience.com Hathaway 2022/01 ISES Solar Cycle Sunspot Number Progression I so 100 t bO 2010 201 5 2020 2025 1111 V-. ■ I - -1 Time 2030 ■ Monthly Vdluci — Smoothed Monthly V.ihu-i — Prcdiclrd Vdlurc Space Weatlier Prediction Center fotosfera Sunspot Area Coverage in 50 Equal Area Latitude Bands 18S0 1900 1920 1940 1960 1980 Average Daily Sunspot Area (% of Visible Hemisphere) 2000 2020 • • • • • • • • • • • • • # ■ * • • • • * * ■ •. •. * V i • • ••V * ' • • • * ■ • • . ' *» • • * t fc . • JM* m • • •• p H • % ■ ■ . V '•.•* •ViV * • • •.% * * • ■. ■ ■ • • • f ' ••• " • • ' i' J* r • • • * •* • • • . i • • • • . - v. * ** * fr2 ."itf1 * * J. . M ^ -fc>17 18 19 • * % 25 1880 1900 http://SolarCycle5cience.com 1920 1940 1960 Date 1980 2000 2020 2022/01 Hathaway fotosféra Okrajové ztemnění - na okrajích se díváme do menší hloubky než ve středu kotoučku teplota s rostoucí hloubkou roste => roste množství vyzařované energie => střed slunečního kotoučku září více než okraje Fotosféra (200 km) Efekt okrajového ztemnění Rozhraní fotosféry chromosférou N ejs p o d n éjs í vrstva fotosféry Směr k pozorovateli TL0= nižší teplota TH| = vyšší teplota □ Směr snižováni hustoty a snižováni teploty fotosféra Granulace (zrnitost) granule - zrna o velikosti cca 700-1000 km; vrcholky vzestupných proudů plazmatu životnost - 6 až 8 minut; Pozorování - dalekohledem 10 15 20 [xiooo km] 25 model pozorování SVST (Švédský vakuový sluneční dalekohled) fotosféra Fakule (pochodně) světlé skvrnky nejnápadnější na okraji slunečního kotouče interpretace - místa s poněkud vyšší teplotou než okolní fotosféra pozorování - dalekohledem chromosféra Erupce Místo vzniku - chromosféra Náhlá zjasnění chromosféry, doprovázená silným vyzařováním na různých frekvencích a výronem nabitých částic do meziplanetárního prostoru. Erupce vznikají v místech silných magnetických polí. Doba trvání - několik desítek minut chromosféra Flokule a spikule Flokule jsou jasná místa ve chromosféře, tvoří chromosférickou síť. Spikule - vrcholky flokulí, velmi dobře pozorovatelné v čáře H-alfa. Výtrysky z chromosféry do koróny - 10000 K, průměr vláken 1000 km; „hořící prérie" chromosféra I_i ■_ ■ ■_1__i_i_,_._L__i_i_.j_i_I_._i_i_i_i_L -100 -50 0 50 100 x, Mm 9. července 1996 393 dní ze života Slunce Koróna velmi řídký plyn obklopující Slunce, září zhruba miliónkrát méně než fotosféra pozorování - úplné zatmění Slunce, koronograf - bez vnější hranice, přechází do okolního prostoru -> heliosféra - sluneční vítr - Výtrysky ČáStiC (CME-Coronal Mass Ejection) - vIÍV na Zemi (20 - 3200km/s) SOLAR ACTIVITY AND ITS EFF http://www.zarn.frne.vutbr.cz/~druck/Eclipse/index.htrn minimum maximum koróna Protuberance oblaky chladného plazmatu - vystupují z chromosféry do koróny desítky tisíc km vysoko; peckový jev (diamagnetismus plazmatu) koróna Prominence Eruption 1945 June 28 High Altitude Observatory koróna B_ 30. 3. 2010 - eruptivní protuberance heliosféra Sluneční vítr pomalý (stacionární) - 300 km/s rychlý (kvazistacionární) - nad koronárními děrami (700-800 km/s) velmi rychlý - přechodný, při výbuších Slunce - vede k tzv. meziplanetární bouři 1000 LOS M.iiri..-- • OutTFard 1UF eluwariL IMF 1000 . http://www.swpc.noaa.qov/products/ace-real-time-solar-wind Heliosféra Heliosférická proudová vrstva Zvlněné proudové vrstvy uvnitř Sluneční soustavy - oddělují opačně orientované meziplanetární magnetická pole - největší útvar ve Sluneční soustavě - vychází z rovinu slunečního rovníku - tvar - výsledek rotace mg. pole Slunce a působení slunečního větru - tloušťka vrstvy - cca 10 000 km - el. proudy s hustotou 1010 A/m2, celkově proud až 3 GA Kosmické počasí = škálu jevů, které ovlivňují meziplanetární okolí Země Utváří jej: a) tok fotonů Slunce ve všech vlnových délkách b) sluneční vítr - proud částic uvolněný ze sluneční koróny c) kosmické záření - zejména vysokoenergetické protony pocházející z naší Galaxie Projevy kosmického počasí • geomagnetické bouře • polární záře • ionosférické poruchy - poruchy rádiového spojení, TV a rozhlasového vysílání • poruchy elektroniky - zejména družice, letadla, ale i na zemském povrchu • poruchy dálkových vedení - indukovaná přepětí v síti (Quebec 1989) • psychický a fyzický stav lidí