komety: historie komet meteoricke roje popis komet jasnejsi komety do konce roku 2007 podivne komety a planetky meteoricky roj Geminidy kometa Holmes meteoricky roj Leonidy kometa F1 kometa R5 kometa Utsunomiya kometa Hale-Bopp kometa Linear clanky: --- 2kk --- 2k1 --- 2k2 --- --- 2k3 --- 2k4 --- 2k5 --- --- 2k6 --- 2k7 --- 2k8 --- --- 2k9 --- teorie: ... informace: kuiperuv pas oortuv oblak slunce - - - ... fotky: ...

Slnko vo faktoch 2k7-11-09, instantni astronomicke noviny - kristian molnar Slnko je nasa najblizsia hviezda a zaroven najjasnejsia hviezda na oblohe. v niekolkych pokracovaniach vam prinasame vysvetlenie zakladnych pojmov s nim suvisiacich. obr.: zdroj: www.rejskova.webolomoucko.cz Slnko je hviezda nasej planetarnej sustavy, cize je nasa najblizsia hviezda. planeta Zem obieha okolo Slnka. je to nasa najblizsia hviezda a zaroven najjasnejsia hviezda na oblohe. gravitacne posobenie Slnka udrziava objekty slnecnej sustavy na obeznych drahach okolo Slnka. jeho energia je nevyhnutna pre zivot na Zemi. svetlo z neho leti na Zem priblizne 8 minut a 20 sekund. slnecna energia je zakladom takmer vsetkych procesov prebiehajucich na jej planetach a teda aj na Zemi. od slnecnej energie nevyhnutne zavisia podnebie, pocasie, teplota, slnecny priliv a odliv a tiež vsetky formy zivota na Zemi. zemska atmosfera neprepusta cele spektrum slnecneho ziarenia, iba vsetky vlnove dlzky viditelneho svetla, cast ultrafialoveho ziarenia, cast infracerveneho a cast radioveho ziarenia. slnecna energia je nevyhnutne pre fotosyntezu rastlin a zrakovu orientaciu zivocichov. ultrafialove ziarenie najviac podmienuje tvorbu vitaminu D v kozi cloveka, vacsinou vsak ma nepriaznive mutagenne ucinky. od zdanliveho pohybu Slnka sa odvodzuje tiez pravy slnecny cas, ktoreho upravena hodnota - stredny slnecny cas je zakladom merania casu v beznom zivote. Slnko je jednoznacne najvacsie nebeske teleso nasej slnecnej sustavy. ma priblizne 109-krat vacsi priemer ako Zem a 1 300 000 - nasobne vacsi objem. zahrna v sebe az 99,8 % hmoty slnecnej sustavy. je to obrovska rotujuca plazmova gula s priemernou hustotou len o malo vacsou, ako hustota vody. smerom k jeho stredu hustota aj teplota narasta. je to tiez pomerne obycajna hviezda Mliecnej drahy patriaca k jej diskovej populacii. jeho hmotnost a svietivost je vsak vacsia ako priemer hviezd nachadzajucich sa v Mliecnej drahe, ktory sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. priemer hmotnosti a svietivosti hviezd v Galaxii tvoria cerveni trpaslici. zvlastnostou Slnka je tiez to, ze je to osamotena hviezda. Slnko je hviezda hlavnej postupnosti, spektralnej triedy G2, co znamena, ze je to zlta hviezda. hoci Slnko vyzaruje ziarenie v celom elektromagnetickom spektre, najintenzivnejsie vyzarovanie ma na vlnovej dlzke 501 nm, cize biele svetlo. Slnko je takmer dokonala gula so splostenim približne 11 miliontin, co znamena, ze polarny priemer sa lisi od rovnikoveho iba o 10 km. to je ciastocne preto, ze odstredivy efekt slnecnej rotacie je 18 milionov krat slabsi ako pritazlivost na povrchu (na rovniku). slnecna atmosfera - heliosfera obr.: zdroj: astro-web.ic.cz jadro Slnka je centralna cast Slnka, v ktorej prebiehaju termojadrove reakcie. vznika tu vsetka energia Slnka. jadro Slnka siaha od stredu do vzdialenosti asi 175 tisic kilometrov. jeho teplota v strede sa odhaduje na 14 000 000 az 20 000 000 k, na okraji asi 7 000 000 kelvinov. jeho tlak sa odhaduje na 150×109 atmosfer. hustota vonkajsej casti jadra je asi 20 g/cm3, kym vo vnutornej casti je to az 150 g/cm3. tvoria ho hlavne volne jadra vodika, helia a elektrony. nie je presne zname, akou rychlostou jadro Slnka rotuje, nakolko Slnko ma diferencialnu rotaciu. jedna teoria hovori, ze doba rotacie moze byt 11 dni. jadro Slnka je zdrojom jeho energie. energia vznika vo forme fotonov gama ziarenia. to je vyzarovane do okolitej vrstvy ziarivej rovnovahy. oblast ziarivej rovnovahy alebo vrstva ziarivej rovnovahy je vnutorna cast Slnka, ktora lezi medzi jadrom a konvektivnou vrstvou. rozprestiera sa vo vzdialenosti od 175 tisic az po 490 tisic kilometrov od stredu Slnka. jej teplota je v rozsahu priblizne 7 - 2 miliony kelvinov. oblast ziarivej rovnovahy je tvorena slnecnou plazmou. v tejto casti Slnka uz nie su teplota a tlak dostacujuce na to, aby dochadzalo k termojadrovym reakciam. v tejto oblasti uz nijake ziarenie nevznika, ale prenasa sa od jadra smerom k povrchu Slnka. tento prenos energie je velmi pomaly. napriek tomu, ze fotony sa pohybuju rychlostou svetla, neustale su absorbovane a emitovane okolitou hmotou. preto trva tisice az miliony rokov, kym cez tuto oblast prejdu. neustalym pohlcovanim a absorbovanim zaroven klesa ich vlnova dlzka. do vrstvy ziarivej rovnovahy vsetky fotony vstupuju vo forme gama ziarenia, ale len velmi malo sa ich vo forme gama ziarenia "pretlaci" az na povrch. ostatne sa pocas prechodu touto vrstvou zmenia na rontgenove ziarenie, ultrafialove ziarenie, svetlo, infracervene ziarenie alebo radiove ziarenie. energia, ktoru tieto fotony stracaju sa meni na tepelnu energiu castic vrstvy ziarivej rovnovahy. mnozstvo energie obsiahnutej vo vrstve ziarivej rovnovahy je take velke, ze keby aj termojadrove reakcie Slnka zrazu prestali, Slnko by ostalo svietit este niekolko milionov rokov. hustota na dne tejto vrstvy je 20 g/cm3, na hornej hranici je to asi 0,2 g/cm 3. tachoklima je medzivrstva. tato pomerne tenka vrstva bola objavena meraniami druzice SOHO. predpoklada sa, ze tu sa generuje magneticke pole Slnka. dochadza tu tiez k zmene rychlosti prudov plazmy a zmene rotacnej rychlosti. konvektivna zona je najvrchnejsia cast vnutra Slnka a zacina asi 200 km pod viditelnym povrchom Slnka. energia sa z vnutornych oblasti do vonkajsich prenasa prudenim - konvekciou. pri konvekcii sa prenasany plyn rychlo ochladzuje a rozpina. ma teplotu 2 000 000 az 6 000 k. obr.: zdroj: cs.wikipedia.org; autor: luc viatour fotosfera je to oblast, v ktorom objekt, napriklad hviezda, prestava byt priehladny. pretoze hviezdy su plynne gule, nemaju pevny povrch, avsak existuje hlbka, v ktorej plyn prestava byt priehladny pre fotony a tato oblast je pozorovatelna ako povrch hviezdy. najlepsie preskumana je slnecna fotosfera. cely jej povrch pokryvaju stupajuce a klesajuce prudy plazmy. tento jav sa nazyva granulacia. slnecna fotosfera ma hrubku (podla roznych zdrojov) 200 az 500 km, je to teda, v porovnani s inymi castami Slnka, velmi tenka vrstva. hned pod nou sa nachadza konvektivna zona a nad nou chromosfera. priemerna teplota fotosfery sa pohybuje od 5 500 do 6 000 kelvinov, cize je to najchladnejsa vrstva Slnka. v oblastiach slnecnych skvrn to moze byt len 4 000 kelvinov. preto chladnejsie skvrny vyzeraju v porovnani s okolitou fotosferou tmavsie. vo fotosfere sa okrem slnecnych skvrn a granul vyskytuju aj supergranuly, obrie cely a fakuly. fotosfera skutocne emituje az 99% ziarenia Slnka. jej spektrum je spojite a nachadzaju sa v nom tmave ciary - fraunhoferove ciary. chromosfera je tenka vrstva slnecnej atmosfery hned za fotosferou, siroka asi 10 000 km, teda priblizne ako priemer Zeme. je viac transparentna ako fotosfera. za normalnych okolnosti nie je pozorovatelna, pretoze nie je taka vyrazna ako fotosfera, je vsak pozorovatelna pri uplnom zatmeni Slnka alebo pomocou spektroskopu. ma cervenkastu farbu, pretoze maximum jej ziarenia sa nachadza vo vodikovej ciare H-alfa, comu zodpoveda vlnova dlzka 656,7 nanometrov. pri prechode svetla chromosferou sa tvoria absorbcne ciary. teplota chromosfery sa pohybuje od 6 000 do 20 000 kelvinov. jej hrubka je 2 000 az 10 000 kilometrov, zavisi od polohy a od fazy slnecneho cyklu. v chromosfere sa vyskytuju spikuly, flokuly, fibrily, erupcie a protuberancie. nad chromosferou sa nachadza korona. obr.: zdroj: http://hvezdarna.plzen-city.cz; autor: jiri polak prechodova oblast (v niektorych zdrojoch sa neuvadza) je tenka a nepravidelna vrstva slnecnej atmosfery, ktora oddeluje horucu koronu od chladnejsej fotosfery. teplota sa tu nahle meni z 20 000 k (na hranici s chromosferou) na 1 milion k (na hranici s koronou). tato vrstva sa skuma hlavne v ultrafialovej casti spektra. korona je jasna plazmova slnecna atmosfera siahajuca miliony kilometrov do vesmiru, najlahsie viditelna pocas uplneho zatmenia Slnka alebo pomocou koronografu. korona je najteplejsia vrstva slnecnej atmosfery. je stokrat teplejsia nez fotosfera. preto prudenie tepla nastava smerom z korony do nizsich oblasti Slnka. toto tepelne rozhranie, kde sa teplota nahle meni z asi miliona kelvinov v spodnej korone na asi 20 000 kelvinov vo vrchnej chromosfere je prave prechodova oblast. korona je teda velmi horuca, ale aj velmi riedka. siaha miliony kilometrov do kozmu. Podla niektorych zdrojov je hranicou vrchnej korony az heliopauza. hmota korony neustale unika do okoliteho priestoru rychlostou asi milion ton kazdu sekundu. toto mnozstvo sa zvysuje az na miliardy ton pri slnecnych erupciach. taketo nahle uniky hmoty sa nazyvaju vyrony koronalnej hmoty alebo ejekcia koronalnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). tieto vyrony maju za nasledok zvyseny tok castic slnecneho vetra a s tym spojene nasledky ako magneticke burky alebo polarnu ziaru. magneticke pole obr.: zdroj: http://oberon.troja.mff.cuni.cz/vp/pages/sluprotub.htm Slnko ma silne magneticke pole. celkove magneticke pole Slnka ma hodnotu priblizne 10-4 tesla, lokalne polia slnecnych skvrn dosahuju az 10-1 T. Vacsina utvarov na jeho povrchu, ako aj slnecna aktivita uzko suvisia s magnetickym polom. Slnko je magneticky premenna hviezda. polarita jeho pola sa meni spolu s 11 - rocnym slnecnym cyklom. celkove magneticke pole vzniklo v povodnom magnetizme plynno-prachovej slnecnej hmloviny, z ktoreho vzniklo Slnko a ostatne objekty Slnecnej sustavy. toto pole sa podla poslednych merani vyskytuje vsade na Slnku. dalsia zlozka celkoveho magnetickeho pola su tzv. lokalne magneticke polia. su velmi premenlive a najsilnejsie su v miestach tzv. aktivnych oblasti. vznik tohoto magnetickeho pola ako aj vznik a vyvoj fotosferickych, chromosferickych a koronalnych objektov nevieme zatial celkom vysvetlit. rotacia vsetka hmota na Slnku je vdaka extremnej teplote v skupenstve plazmy. to umoznuje, aby Slnko rotovalo rychlejsie na rovniku ako vo vyssich zemepisnych sirkach. tento rozdiel je zapricineny magnetickym polom, ktore tiez sposobuje erupcie a spusta vytvaranie slnecnych skvrn a protuberancii. Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnani s inymi hviezdami pomaly. nakolko nie je pevnym telesom, ani rychlost jeho rotacie nie je vsade rovnaka. na rovniku sa Slnko otoci raz za 25,38 dna, na poloch raz za 36 dni. toto sa nazyva diferencialna rotacia. vnutro Slnka sa otaca ako tuhe teleso jednotnou rychlostou jedna otacka za 27 dni. toto je len synodicka doba rotacie, cize rotacia, ktora berie do uvahy aj rotaciu Zeme. voci nehybnemu objektu sa Slnko otoci okolo svojej osi priemerne raz za 25,38 dna - sidericka rotacna doba. obeh Slnka Slnko sa voci Zemi a ostatnym telesam Slnecnej sustavy nepohybuje. napriek tomu ako kazda hviezda vykonava v priestore pohyb. hlavnym pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne Mliecnu drahu vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelnych rokov od jej stredu za 226 Ma (226 milionov rokov). Slnko neobieha stred galaxie po kruhovej alebo eliptickej drahe, ale vykonava zvlastny pohyb po tzv. galaktickych epicykloch. galakticky epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kruznici. jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazyva galakticky rok. Slnko ma zhruba 15 az 20 galaktickych rokov, cize od svojho vzniku absolvovalo uz 15 az 20 obehov. obr.: zdroj: NASA/JPL-caltech/r. hurt (ssc/caltech) slnecna aktivita je komplex dynamickych javov, ktore sa v obmedzenom case a priestore vyskytuju na slnecnom povrchu alebo tesne pod nim. nasledkom tychto procesov je zmena magnetickeho pola a zmena mnozstva vyvrhovanych castic do okoliteho priestoru. elektricky nabite a neutralne castice opustajuce koronu a s nimi suvisiace ziarenie a elektromagneticke polia sa nazyvaju slnecny vietor. castice slnecneho vetra sa pohybuju po zakrivenych spiralovitych drahach. tie planety slnecnej sustavy, ktore maju magneticke pole, vacsinu castic slnecneho vetra od seba odklanaju. mnozstvo slnecneho vetra zavisi nielen od slnecnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadial ho opusta. najvacsie mnozstva slnecneho vetra sa uvolnuju cez tzv. koronalne diery. kazdu sekundu Slnko opusti asi 1 milion ton slnecnej plazmy. od svojho vzniku az dodnes vsak takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty. v periode slnecneho cyklu sa meni tiez celkove mnozstvo jeho ziarenia - celkove vyzarovanie, nazyvane tiez nespravne aj slnecna konstanta. tato hodnota vsak nie je konstantna. kazdy stvorcovy meter slnecneho povrchu vyziari za sekundu do priestoru 62,86×106, cely povrch Slnka 3,826×1026 J. na Zem z toho dopada asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odraza a rozptyluje zemska atmosfera. v blizkosti Zeme dosahuje slnecny vietor rychlost od 300 do 800 km/h. mnozstvo slnecneho vetra sa zvysi aj vtedy, ked dojde k vyronu koronalnej hmoty v dosledku slnecnej erupcie. vyron koronalnej hmoty ma nepriaznivy vplyv na druzice a astronautov na obeznej drahe. na Zemi sposobuje geomagneticke burky, ktore maju za nasledok poruchy navigacie, vypadky bezdrotoveho spojenia, pripadne vypadky elektrickeho prudu. slnecna aktivita sa meni v zavislosti od slnecneho cyklu. stredna dlzka slnecneho cyklu je 11 rokov. tento cyklus ma asymetricky tvar: nabeh cyklu do maxima trva priblizne 4 roky, jeho pokles k minimu je kratsi - 7 rokov. jeho najviditelnejsim prejavom su slnecne skvrny. v case slnecneho minima sa na Slnku takmer nevyskytuju, v maxime je ich zase velke mnozstvo. maxima vyskytu skvrn nie su rovnake, pretoze ich prekryva druhy, 80-rocny slnecny cyklus. dalsim prejavom slnecnej aktivity su protuberancie. protuberancie obr.: zdroj: courtesy mausumi dikpati, giuliana de toma, peter gilman, oran white, and charles arge protuberancie su giganticke vyrony plynu do slnecnej atmosfery, ktore mozu nadobudnut tvar sluciek. protuberancia je plazmovy objekt nachadzajuci sa v atmosfere Slnka. moze mat rozny vzhlad, vysku, strukuru a zivotnost. vyskytuje sa v chromosfere a korone. jedna sa o pomerne chladne a huste vyrony do slnecnej atmosfery. mozno ich pozorovat po okrajoch slnecneho disku napr. pri zatmeni Slkna. ak sa protuberancie premietaju na slnecny disk, pozorujeme ich ako tmave pasy - filamenty. protuberancie mozu byt: pokojne - maju dlhu zivotnost, hmota prudi pomaly, casto koncia svoju existenciu vyronom koronalnej hmoty aktivne - ich velkost a tvar sa menia v relativne kratkom case, ich materal neunika do medziplanetarneho priestoru slnecna erupcia je masivna explozia v slnecnej atmosfere s energiou ekvivalentnou miliarde megaton, siriaca sa rychlostou milion km za hodinu (0,05% rychlosti svetla), niekedy aj omnoho rychlejsie. je zname, ze erupcie na Slnku ovplyvnuju elektromagneticke prenosy na mnohych pozemskych komunikacnych zariadeniach, vratane pocitacov, mobilnych telefonov, pagerov a automobilov. mozu sa nachadzat v slnecnej korone a chromosfere a zohrievat plazmu na desiatky milionov kelvinov a zrychlovat elektrony, protony a tazsie iony na rychlosti blizke rychlosti svetla. produkuju elektromagneticke ziarenie celeho elektromagnetickeho spektra na vsetkych vlnovych dlzkach od dlhych radiovych vln po najkratsie gama ziarenie. vacsina slnecnych erupcii sa nachadza v okoli slnecnych skvrn, kde vychadza silne magneticke pole zo slnecneho povrchu do korony. energia erupcii sa kumuluje obycajne niekolko hodin alebo dni, ale vacsine erupcii trva iba niekolko minut uvolnenie ich energie. hviezdne erupcie sa pozorovali aj na mnohych inych hviezdach. obr.: zdroj: NASA: TRACE frekvencia vyskytu erupcii sa meni od niekolkych za den po menej ako jednu za tyzden. slnecna skvrna je tmave miesto vo fotosfere Slnka. ma nepravidelny kruhovy tvar a silne magneticke pole. su najznamejsim prejavom slnecnej aktivity. velke slnecne skvrny maju dlhu zivotnost a su viditelne volnym okom. niektore mensie maju zivotnost len par hodin, vacsie az niekolko mesiacov. skvrny vznikaju v tych miestach fotosfery, kde je znizena lokalna intenzita magnetickeho pola, ktore potlaca konvekciu. jej dosledkom je nizsia teplota az o niekolko sto kelvinov, ako v okolitej fotosfere. preto skvrny vyzeraju byt tmavsie, ako ich okolie, hoci na tmavom pozadi by ziarili jasne oranzovym svetlom. skvrna je zvycajne plytka priehlbina v plazme a vacsinou ma dve casti: penumbru a umbru. umbra, alebo uplny tien je tmavsia centralna cast skvrny. obklopuje ju svetlejsia penumbra. male slnecne skvrny (pory) zvycajne nemaju penumbru. velkost slnecnych skvrn sa pohybuje v rozpati od 1000 km do niekolko desiatok tisic kilometrov. skvrny sa vacsinou zjavuju vo dvojiciach s opacnou polaritou magnetickeho pola. miesto ich vyskytu a pocet zavisi od slnecneho cyklu. su najstarsim pozorovanym prejavom slnecnej aktivity. v minime slnecnej aktivity sa takmer nevyskytuju, v maxime je ich, naopak, velmi vela. graf ich vyskytu sa nazyva motylikovity diagram. podla poctu slnecnych skvrn a ich skupin sa vyjadruje wolfovo cislo, ktore sucasne charakterizuje slnecnu aktivitu. v spektre slnecnych skvrn sa v dosledku nizsej teploty objavuju aj neutralne atomy.