SLUNEČNÍ SOUSTAVA I.

1. 12. května 2013VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM SLUNEČNÍ SOUSTAVA I. Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava Víchová. Obchodní akademie a Střední odborná škola logistická, Opava, příspěvková organizace. Materiál byl vytvořen v rámci projektu OP VK 1.5 – EU peníze středním školám, registrační číslo CZ.1.07/1.5.00/34.0809.

2. Sluneční soustava • Sluneční soustavu tvoří: • hvězda – Slunce • 8 planet • 5 trpasličích planet • 150 měsíců, především u planet Jupiter, Saturn, Uran a Neptun dále

3. Sluneční soustava Obr.1 dále

4. Slunce – základní informace • je hvězda, která obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti 25 000 až 28 000 světelných let • jeho oběh trvá asi 226 miliónů let • od Země je vzdálené 150 miliónů km (1AU – astronomická jednotka) • je to naše nejbližší hvězda • světlo ze Slunce na Zem dorazí za 8 minut a 19 sekund • má hmotnost 1,9891 . 10 30kg (333 000x těžší než Země) • má povrch 6,09.10 12 km2 (109x větší než povrch Země) dále

5. Slunce – základní informace • má hustotu 1408 kg/m3 • povrchová teplota je 5780 K, teplota korony je 5 mil Ka teplota jádra je 13,6 mil K • gravitační zrychlení na povrchu je 273,95 m/s2(28x větší než na Zemi) • jeho průměr je 1 392 020 km • je staré 4,6 mld. let (hvězda středního věku), bude svítit ještě asi 5 – 7 mld. let Obr.2 dále

6. Struktura slunce Obr.3 dále

7. Struktura slunce • Jádro • probíhají v něm termonukleární reakce • je tvořeno především volnými jádry vodíku, hélia a volnými elektrony • v jádru probíhá proton-protonový cyklus slučování lehkých vodíků na hélium • ze čtyř jader vodíku se v několika etapách vytvoří jedno jádro hélia a 0,7% původních protonů se přemění na energii, každou sekundu se přemění 5 mil tun hmoty na energii Obr.4 dále

8. Struktura slunce • Oblast zářivé rovnováhy • leží mezi jádrem a konvektivní vrstvou, ve vzdálenosti 175 000 až 390 000 km od středu Slunce • její teplota 7 – 2 mil K • je tvořena sluneční plazmou, neprobíhají zde termonukleární reakce, pouze se přenáší záření a energie k povrchu • tento přenos trvá až milióny let • dochází k pohlcování, absorbování energie a přitom klesá energie fotonů • gama záření se zde přeměňuje na ultrafialové, infračervené, rentgenové nebo radiové • hustota vrstvy směrem k povrchu klesá od 20g/cm2 po 0,2g/cm2 dále

9. Struktura slunce • Konvektivní zóna • je široká asi 200 000 km • jedná se o nejsvrchnější vrstvu Slunce (podobá se hrnci s teplou vodou) • dochází zde k absorpci záření • studenější hmota se vrací směrem k jádru a teplejší postupuje směrem k povrchu, jedná se o přenos tepla prouděním neboli konvekcí • můžeme pozorovat tzv. granule (bubliny horkého plynu), neboli supergranule dále

10. Struktura slunce • Granule • mají velikost 200 – 1000 km a jsou nepravidelné • pohybují se rychlostí asi 1km/s a zanikají v několika minutách • mezi prostorem a granulemi je teplotní rozdíl 100 – 300 K • prostor mezi granulemi se nazývá póry (póry mají nižší teplotu a jsou tmavší) • póry lze dobře pozorovat, později se rozpustí nebo se stanou skvrnami • Supergranule • vznikají spojením granulí • jsou větší a dosahují velikosti 25 000 km • déle vydrží – až celý den • pohybují se menší rychlostí než granule – 500 m/s dále

11. Struktura slunce Obr.5 dále

12. Struktura slunce • Fotosféra • Je povrch Slunce pozorovatelný ze Země • má tloušťku 200 – 500 km • má teplotu 5500 – 6000 K • jsou v ní nápadné sluneční skvrny a protuberance • Sluneční skvrny • mají teplotu 4000 K • příčinou nižší teploty je místní porušení magnetického pole slunce • mohou být velké v průměru od několika 100 – 20 000 km • životnost může být od několika hodin po několik měsíců dále

13. Struktura slunce Obr.6 dále

14. Struktura slunce • Protuberance • jsou jasný oblak plazmatu vybíhající z povrchu např. • v podobě smyček • oproti koroně má protuberance chladnější plazma • životnost je od několika hodin (aktivní) po mnoho dní (klidné) • mohou být dlouhé několik 1000 km dále

15. Struktura slunce Obr.7 dále

16. Struktura Slunce • Chromosféra • je jasně červená vrstva nad fotosférou • je tenká vrstva sluneční atmosféry o tloušťce 10 000 km • za normálních okolností není pozorovatelná • lze pozorovat pouze při úplném zatmění Slunce nebo spektroskopem • teplota této vrstvy je 2000 – 6000 K • Korona • jasně zářící okolí Slunce • je pozorovatelná pouze při úplném zatmění Slunce nebo koronografem • tvoří ji žhavé plyny unikající z fotosféry • teplota v koroně je o tři řády větší než na povrchu Slunce • je velice řídká dále

17. Struktura Slunce Obr.8 Obr.9 dále

18. Struktura Slunce • Koronograf • Je dalekohled umožnují pozorovat sluneční koronu a protuberance Obr.10 dále

19. Fyzikální pohyby Slunce • Rotace • hmota Slunce je v podobě plazmy • slunce rotuje na rovníku rychleji než v oblastech dále od rovníku • na rovníku se Slunce otočí jednou za 25,38 dne a na pólech za 26 dní • vnitřek Slunce se otáčí jako hmotné těleso stejnou rychlostí, otočka trvá 27 dní • tyto hodnoty jsou počítány vzhledem k Zemi dále

20. Fyzikální pohyby Slunce • Pohyb Slunce v galaxii • vzhledem k ostatním tělesům Sluneční soustavy se skoro nepohybuje • obíhá kolem galaktického jádra, rychlostí 250 km/h • doba jednoho oběhu trvá 226 mil let (galaktický rok) • dráha Slunce není ani kruhová ani eliptická, jedná se o složený pohyb po tzv. galaktických epicyklech dále

21. Magnetické pole • hodnota magnetické indukce magnetické pole Slunce je 10-4 T (magnetická indukce magnetické pole Země je • 10-5 T) • v místě slunečních skvrn je magnetická indukce menší, 10-1 T • polarita pólů a orientace magnetických siločar se mění v závislosti na slunečním cyklu(nejčastěji 11 letém cyklu) • V maximu cyklu je magnetické pole složité • magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu dále

22. Magnetické pole Obr.11 dále

23. Tvar a barva Slunce • Slunce je skoro dokonalá koule se zploštěním na pólech • barva (z pohledu ze Země) se mění podle stavu atmosféry a v průběhu dne • jako červené ho vidíme při východu a západu, neboť molekuly vzduchu absorbují kratší vlnové délky - modré světlo • při východu nebo západu se nám Slunce může zdát šišaté, neboť v hustší atmosféře je zkreslen tvar • slunce emituje záření v celém elektromagnetickém spektru, ale nejintenzivněji ve vlnové délce 501 nm - modrozelené barvě dále

24. Tvar a barva Slunce Obr.12 dále

25. Sluneční aktivita • je řada dynamických jevů, které probíhají v omezeném čase na slunečním povrchu nebo těsně pod ním • následkem je změna množství vyvrhovaných částic (slunečního větru) do okolního prostoru • sluneční vítr obsahuje protony, alfa částice a elektrony • sluneční vítr interaguje s magnetickými póly planet, způsobuje ionizaci zemské atmosféry (polární záře), poruchy příjmu krátkých rádiových vln a kolísání a výpadky v elektrické síti konec

26. POUŽITÁ LITERATURA ŠTOLL, Ivan. Fyzika pro netechnické obory SOŠ a SOU. Praha: Prometheus, 2003. ISBN 80-7196-223-6

27. CITACE ZDROJŮ Obr. 1 MAGNUS MANSKE. Soubor:NovaSlunecniSoustava.jpg: WikimediaCommons [online]. 13 April 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/NovaSlunecniSoustava.jpg Obr. 2 OLIVERBEATSON. Soubor:SolarLifeCyclecs.svg: WikimediaCommons [online]. 23 April 2010 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b1/Solar_Life_Cycle_cs.svg Obr. 3 KELVINSONG. File:Sun poster.svg: Wikimedia Commons [online]. 27 December 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupnépod licencí CreativeCommonsz: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Sun_poster.svg Obr. 4 CMGLEE. Soubor:FusionintheSun.svg: WikimediaCommons [online]. 25 February 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg Obr. 5 SHIZHAO. Soubor:Granules.jpg: WikimediaCommons [online]. 5 July 2004 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/Granules.jpg Obr. 6 NASA. Soubor:172197main NASA FlareGband lg-withouttext.jpg: WikimediaCommons [online]. 13 December 2006 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg

28. CITACE ZDROJŮ Obr. 7 NASA. Soubor:Solar prominence from STEREO spacecraftSeptember 29, 2008.jpg: WikimediaCommons [online]. 29 September 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/42/Solar_prominence_from_STEREO_spacecraft_September_29%2C_2008.jpg Obr. 8 LUC VIATOUR. File:Solar eclips 1999 5.jpg: WikimediaCommons [online]. 11 August 1999 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommonsz: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9f/Solar_eclips_1999_5.jpg Obr. 9 NASA. File:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg: WikimediaCommons [online]. 31 August 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommonsz: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e3/Magnificent_CME_Erupts_on_the_Sun_-_August_31.jpg Obr. 10 NASA. Soubor:LASCO20011001.gif: WikimediaCommons [online]. 1 October 2001 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommonsz: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/LASCO20011001.gif

29. CITACE ZDROJŮ Obr. 11 NASA. Soubor:Magneticfieldlines on thesurfaceofthe sun (simulated image).jpg Skočit na: Navigace, Hledání: WikimediaCommons [online]. 1997 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí CreativeCommons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/23/Magnetic_fieldlines_on_the_surface_of_the_sun_%28simulated_image%29.jpg Obr. 12 JERRY SEGRAVES. File:Blackbird-sunset-03.jpg: WikimediaCommons [online]. 25 April 2006 [cit. 2013-05-12]. Dostupné z: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Blackbird-sunset-03.jpg Pro vytvoření DUM byl použit Microsoft PowerPoint 2010.

30. Děkuji za pozornost. Miroslava Víchová