Astronomie Sluneční soustavy II. Slunce Jan Ebr – Olomouc, 19. 4. 2012
Literatura - Slunce je hvězda → stelární astrofyzika! - (Vanýsek, V.: Základy astronomie a astrofyziky) - Z. Mikulášek, J. Krtička: Základy fyziky hvězd (dumbell.physics.muni. cz/skripta/zaklady_fyziky_hvezd.pdf) - Michal Švanda: Slunce (2011) - Rudolf Kippenhahn: Odhalená tajemství Slunce (1999) Aktuální zdroje na internetu - portál sluneční aktivity/vlivu na Zemi: www.spaceweather.com - SOHO realtime: sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
Slunce je hvězda Spektrální třida G2 - povrchová teplota 5780 K - maximum vyzařování 502 nm - (srov. žárovka 2000–3300 K ~ 880–1450 nm) Absolutní jasnot 4,8 mag - zdánlivá jasnost –26,7 (25 mag ~ 1010× větší zářivý tok než Sírius) - nb: absolutní = jasnost ve vzdálenosti 10 pc (32,6 sv. let) - jasnější než 85 % hvězd v galaxii, přesto relativně „slabá“ - srov.: α Cen 4,38 (1,5 sv. let); Sírius 1,4; Polárka –3,6; Antares –7,3; η Car –12,0 (5 milionkrát větší zářivý výkon)
Proč Slunce svítí? Slunce svítí, protože v jeho nitru probíhají termojaderné reakce Slunce svítí, protože jeho povrch má větší teplotu než jeho okolí! - primární ohřátí Slunce: kolaps → přeměna potenciální energie Hydrostatická rovnováha: - srov: ideální plyn - zdroj tepla v centru pomáhá „bojovat“ s gravitací (prvotní teplo se vyzáří) Rovnováha možná i bez zdroje tepla - plynná planeta, hnědý trpaslík: nízká hmotnost (nízká teplota) - bílý trpaslík: degenerovaný elektronový plyn (malý objem)
Termojaderná reakce Zdroj energie – dlouhodobě stabilní - zvýšení teploty → zvýšení výkonu → zvýšení produkce energie → zvýšení tlaku → expanze povrchu Slunce → větší ztráty → snížení teploty → snížení výkonu
Termojaderná reakce - probíhají v jádře: oblast do 0,2–0,25 průmeru Slunce (teplota až15,7 mil K) - jen 0,8 % na CNO cyklus, zbytek p-p řetězec - vedlejší kanály p-p klíčové pro pozorování slunečních neutrin - 4p → He uvolní 0,7 % klidové energie (srov. spalování ropy 5×10-8 %) - 276,5 W/m3 ~ „hromada kompostu“ (en.wikipedia.org/wiki/Sun) - p-p řetězec limitován prvním stupněm - jediný závisí na slabé interakci (proton na neutron) - nutnost překonání elektrického odpuzování nábojů (práh cca 10 mil K) - střední doby reakce pro p+p → d d+p → 3He 3 He+3He → 4He+2p
8×109 let 4 vteřiny 30000 let
- vysvětuje minimální přítomnost deuteria a helia-3 ve vesmíru - pomalosti reakce vděčíme za dlouhodobou existenci Slunce!
Vnitřní stavba Slunce – přenos energie
- Ideální plyn: - vzestup části plynu → snížení tlaku → pokles teploty. Pokud < zdejší T, klesne zpět („vrstva v zářivé rovnováze“), pokud > pokračuje (konvektivní vrstva). - zářivá rovnováha: přenos tepla záření stačí na potlačení gradientu teploty pod mez konvekce. - rozhraní: 2 mil K → rekombinace těžkých iontů → pokles průhlednosti
Vnitřní stavba Slunce – přenos energie - přenos energie zářením velmi pomalý: - „individuální kvantum“: deseti- až statisíce let - změna teploty v jádře by se na povrchu projevila za 30–50 milionů let - konvektivní vrstva: granule (~1000 km, ~10 minut) a supergranule (~30 000 km, ~24 hodin) - pohyby plazmatu, obzvláště na dně konvektivní vrstvy klíčové pro vznik magnetického pole → sluneční aktivita
Povrch a atmosféra Slunce Fotosféra: velmi tenká (jen 300 km), řídká (1023 částic na m3 ~ 0,37 % vzduchu na povrchu) - zdroj většiny záření, první průhledná oblast (úbytek H–) - poslední vrstva v termodyamické rovnováze (záření černého tělesa) - vše, co vidíme „obyčejným“ dalekohledem - granulace, skvrny, fakulová pole Chromosféra: nad fotosférou teplota stoupá, ale oblast není v termodynamické rovnováze - víceméně průhledná - nezáří jako černé těleso, ale ve vybraných čarách (Balmerova série) - oblast silně ovlivněná magnetickým polem - spikule, filamenty, erupce Koróna: řídká vnější atmosféra , teploty až miliony K. - koronální smyčky, výtrysky, díry - září především v UV a rentgenovém záření - viditelná při zatmění Slunce: rozptýlené světlo z fotosféry
Pozorování Slunce Ze Země: - omezené vlnové délky (fotosféra/chromosféra, jen některé čáry – nejvýznamější Hα ano) - vyšší vliv seeingu (chvění vzduchu) než v noci - vakuuový nebo naopak otevřený design, adaptivní optika - rádiová pozorování v širokém spektru (i jevy daleko od povrchu Slunce) - detekce slunečních neutrin Z vesmíru: - nepřetržité sledování v různých oborech (i extrémní UV a rentgenové), všechny části Slunce (SOHO od roku 1995, Ulysses (1990–2009), TRACE, Yohkoh, nyní SDO, STEREO, HINODE)
Nástroje pro studium Slunce Dopplergramy (viz výše) – přesné informace i o velmi malých pohybech Magnetogramy - rozštěpení vybraných spektrálních čar v magnetickém poli (Zeemanův jev) - polarizace → směr vektoru B Heliosesmologie - pozorování oscilací celého Slunce, nebo jeho částí, šíření vln. Jediná metoda (kromě neutrin) umožňující nahlédnout pod povrch. - upřesňuje modely nitra, určuje polohy vrstev, proudění pod povrchem ... - infromace o rotaci různých vrstev (diferenciální nejen různých částí povrchu, ale i různých hloubek) - potvrdila, že problém slunečních neutrin je problémem neutrin a ne Slunce
Problém slunečních neutrin Neutrina: velmi slabě interagují, téměř nehmotné. - zachování „leptonového čísla“ (zanikne elektron musí vzniknout elektronové neutrino) - tři druhy (elektronové, mionové, tauonové) - produkce elektronových ve slabých interakcích - obrovský tok: 6,5×1010/cm2/s! Detekce neutrin: extrémně obtížná, - experiment Homestake 1968–1994: záchyt neutrina v Cl → Ar (400 tisíc litrů C2Cl4) - v průměru 1 neutrino denně (jehla v kupce sena!) - 1/3 předpovězeného toku - citlivý pouze na elektornové neutrino Moderní detektory: nádrž s vodou (/těžkou) obklopená fotonásobiči - ciltivé na všechny druhy neutrin - problém vyřešen uvážením oscilací neutrin - nakonec v souhlasu s modely Slunce
Magnetické pole Elektrický proud vytváří magnetické pole kolmé na směr proudu - plazma: ionizované, rozdělené na elektricky nabité částice - ale přitom globálně neutrální? - protony a elektrony výrazně jinak hmotné → možnost separace pohybem Lorentzova síla: působí kolmo na rychlost i magnetické pole - vede ke šroubovicovému pohybu - magnetohydrodynamika: působení plazmatu a pole je vzájemné - v závilosti na podmínkách může jedno nebo druhé dominovat (plazma pohybující se podle siločar, pole zamrzlé v plazmatu)
Sluneční dynamo zdroj magnetického pole = vzájemné pohyby na dně konvektivní vrstvy „poklidné“ magnetické pole od pólu k pólu (poloidální) + diferenciální rotace = „namotávání“ siločar (omega efekt) → torodiální pole alfa efekt: z poloidálních složek magnetických smyček vzniká nové poloidální pole opačné polarity v 11letém cyklu meridionální proud: unáší magnetické pole k pólům, skutečný cyklus 22 let (opačná polarita 11letých cyklů)
Sluneční skvrny - nejvýraznější projev 11letého cyklu, snadno pozorovatelné - známé od starověku, často považovány za přechody planet - magnetická trubice „vyhřezne na povrch“ → lokálně zastaví konvekci - dvojice s popačnou polaritou (i složitější skupiny) - teploty 3000–4500 K, „díry“ ve fotosféře → Wilsonův efekt - šířka se mění během cyklu → motýlkový diagram - přirozeně nestabilní (magnetický tlak) - stabilizovány vírovou strukturou pod povrchem
Aktivita ve sluneční atmosféře - spikule: 300 tisíc na celém Slunci, 15 minut, průměr 500 km, výška až 10 tisíc km, rychlost 20 km/s - protuberance/filamenty: plyn zachycený ve smyčce magnetického pole, chladnější než okolní chromosféra → viditelné světlo (Hα dalekohledy) - erupce: rekonexí magnetického pole uvolněná energie urychluje částice → interagují s plazmou v chromosféře → prudké zvýšení teploty a jasu → vyvržení materiálu - koronální výron hmoty (CME): vrchní část smyčky samostatným objektem – může opustit Slunce (zasáhnout Zemi). Může nastat i bez pozorované erupce.
Sluneční vítr - koróna: miliony K → rychlost dostatečná k úniku → neustálý proud částic (+ magnetická pole) - přesný mechanismus ohřívání koróny neznámý - magnetické rekonexe (minierupce) - magneto-akustické vlny - spikule typu II (rychlosti ~100 km/s) - pomalý vítr: 300–400 km/s, rychlý (z koronálních děr, kde je otevřené mag. pole): až 700 km/s + oblaka z CME - u Země jen několik částic cm3 - viditelný na ohonech komet (míří od Sunce) - heliosféra: oblast kde „vane“ sluneční vítr (než se zastaví o mezihvězdou hmotu) – do vzdálenosti cca 200 AU - už 75–90 AU od Slunce: terminační vlna – vítr podzvukový, zahuštění prostoru, bubliny ~1 AU, na místě zkoumají Voyager 1 a 2
Sluneční vítr a Země - magnetické pole Země tvarováno slunečním větrem - odklání nabité částice podél siločar, nejprostupnější je u pólů → polární záře (aurorální ovál) - oblaka plazmatu ve slunečním větru mohou nést vlastní magnetické pole →komplikované interakce, rekonexe - magnetosféra reaguje na změny tlaku slunečního větru → změny magnetického pole → elektomagnetická indukce → možné poškození rozvodné sítě (Kanada 1989), vliv na družice, lety v polárních oblastech ...
