sluneČnÍ soustava i
DESCRIPTION
12. května 2013 VY_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. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
SLUNEČNÍ SOUSTAVAI.
12. května 2013 VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM
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.
Sluneční soustavu tvoří:
• hvězda – Slunce
• 8 planet
• 5 trpasličích planet
• 150 měsíců, především u planet Jupiter, Saturn, Uran a Neptun
Sluneční soustava
dále
Sluneční soustava
dále
Obr.1
• 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)
Slunce – základní informace
dále
• má hustotu 1408 kg/m3
• povrchová teplota je 5780 K, teplota korony je 5 mil K a 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
Slunce – základní informace
dále
Obr.2
Struktura slunce
dále
Obr.3
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
Struktura slunce
dále
Obr.4
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
Struktura slunce
dále
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
Struktura slunce
dále
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
Struktura slunce
dále
Struktura slunce
dále
Obr.5
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
Struktura slunce
dále
Struktura slunce
dále
Obr.6
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
Struktura slunce
dále
Struktura slunce
dále
Obr.7
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
Struktura Slunce
dále
Struktura Slunce
dále
Obr.8Obr.9
Koronograf
• Je dalekohled umožnují pozorovat sluneční koronu a protuberance
Struktura Slunce
dále
Obr.10
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
Fyzikální pohyby Slunce
dále
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
Fyzikální pohyby Slunce
dále
• 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
Magnetické pole
dále
Magnetické pole
dále
Obr.11
• 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
Tvar a barva Slunce
dále
Tvar a barva Slunce
dále
Obr.12
• 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
Sluneční aktivita
konec
POUŽITÁ LITERATURA
ŠTOLL, Ivan. Fyzika pro netechnické obory SOŠ a SOU. Praha: Prometheus, 2003. ISBN 80-7196-223-6
CITACE ZDROJŮ
Obr. 1 MAGNUS MANSKE. Soubor:NovaSlunecniSoustava.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 April 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/NovaSlunecniSoustava.jpg
Obr. 2 OLIVERBEATSON. Soubor:Solar Life Cycle cs.svg: Wikimedia Commons [online]. 23 April 2010 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons 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]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Sun_poster.svg
Obr. 4 CMGLEE. Soubor:FusionintheSun.svg: Wikimedia Commons [online]. 25 February 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg
Obr. 5 SHIZHAO. Soubor:Granules.jpg: Wikimedia Commons [online]. 5 July 2004 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/90/Granules.jpg
Obr. 6 NASA. Soubor:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 December 2006 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg
CITACE ZDROJŮ
Obr. 7 NASA. Soubor:Solar prominence from STEREO spacecraft September 29, 2008.jpg: Wikimedia Commons [online]. 29 September 2008 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons 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: Wikimedia Commons [online]. 11 August 1999 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: 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: Wikimedia Commons [online]. 31 August 2012 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e3/Magnificent_CME_Erupts_on_the_Sun_-_August_31.jpg
Obr. 10 NASA. Soubor:LASCO20011001.gif: Wikimedia Commons [online]. 1 October 2001 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/LASCO20011001.gif
CITACE ZDROJŮ
Obr. 11 NASA. Soubor:Magnetic fieldlines on the surface of the sun (simulated image).jpg Skočit na: Navigace, Hledání: Wikimedia Commons [online]. 1997 [cit. 2013-05-12]. Dostupné pod licencí Creative Commons 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: Wikimedia Commons [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.
Děkuji za pozornost.
Miroslava Víchová