Slunce

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

{| class="toccolours" align="right" border="1" width="280" cellpadding="3" cellspacing="0" style="margin:0 0 .5em 1em; border-collapse:collapse;" |+ <big>'''Slunce'''</big> |- | colspan="2" align="center" | [[Soubor:Sun_in_X-Ray.png|250px|Slunce]] Slunce |- ! bgcolor="#feea55" colspan="2" align="center" | '''Pozorování''' |-valign=top | Střední vzdálenost od<br />Země | 149,6×10⁶ [[kilometr|km]]<br />(8,31 [[světelný rok|světelné minuty]]) |-valign=top | [[Hvězdná velikost]] (''V'') | −26,74^m |-valign=top | [[Absolutní hvězdná velikost]] | 4,8^m |- ! bgcolor="#feea55" colspan="2" align="center" | '''Elementy dráhy''' |-valign=top | Střední vzdálenost od středu <br />[[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]] | 2,5×10¹⁷ km <br />(26 000 světelných let) |-valign=top | Galaktická [[perioda (fyzika)|perioda]] ([[Doba oběhu|oběžná doba]]) | 2,26×10⁸ [[juliánský rok|a]] |-valign=top | Orbitální rychlost | 217 km/[[sekunda|s]] |- ! bgcolor="#feea55" colspan="2" align="center" | '''Fyzikální charakteristiky''' |-valign=top | [[Průměr (geometrie)|Průměr]] | 1,392×10⁶ km<br />(109 [[Země|Zemí]]) |-valign=top | Zploštění | 9×10^-6 |-valign=top | [[Povrch]] | 6,09×10¹² [[kilometr čtvereční|km&sup2;]]<br />(11 900 Zemí) |-valign=top | Objem | 1,41×10¹⁸ [[kilometr krychlový|km&sup3;]]<br />(1 300 000 Zemí) |-valign=top | Hmotnost | 1,9891 × 10³⁰ [[kilogram|kg]]<br /> (332 950 Zemí) |-valign=top | Hustota | 1,408 g/cm&sup3; |-valign=top | [[Gravitace]] na povrchu | 273,95 [[zrychlení|m/s²]]><br /> (27,9 [[G]]) |-valign=top | [[Úniková rychlost]]<br /> na povrchu | 617,54 km/s |-valign=top | Povrchová [[teplota]] | 5780 [[kelvin|K]] |-valign=top | Teplota [[koróna|koróny]] | 5 [[Mega|M]]K |-valign=top | Teplota jádra | ~13,6 MK |-valign=top | [[Zářivý výkon]] (''L_☉'') | 3,827×10²⁶ [[watt|W]] |-valign=top | [[Intenzita záření]] (''I_☉'') | 2,009×10⁷ W sr^-1 |- ! bgcolor="#feea55" colspan="2" align="center" | '''Charakteristiky [[rotace]]''' |-valign=top | [[Sklon]] | 7,25° <br />(k [[ekliptika|ekliptice]]) <br />67.23° <br />(k rovině Mléčné dráhy) |-valign=top | [[Rektascenze]]<br />severního pólu | 286,13°<br />(19 h 4 min 31,2 s) |-valign=top | [[Deklinace]] | 63,87° |-valign=top | Perioda rotace<br />na rovníku | 25,3800 dní <br />(25 d 9 h 7 min 12,8 s) |-valign=top | Rychlost rotace<br />na rovníku | 7174 km/h |- ! bgcolor="#feea55" colspan="2" align="center" | '''Složení fotosféry''' |-valign=top | [[Vodík]] | 73,46 % |-valign=top | [[Helium|Hélium]] | 24,85 % |-valign=top | [[Kyslík]] | 0,77 % |-valign=top | [[Uhlík]] | 0,29 % |-valign=top | [[Železo]] | 0,16 % |-valign=top | [[Neon]] | 0,12 % |-valign=top | [[Dusík]] | 0,09 % |-valign=top | [[Křemík]] | 0,07 % |-valign=top | [[Hořčík]] | 0,05 % |-valign=top | [[Síra]] | 0,04 % |}[[Soubor:Sun symbol.png|30px|left|Astronomický symbol Slunce]] '''Slunce''' je [[hvězda]] [[hlavní posloupnost]]i, spektrální třídy G2V.<ref name="treking"/> patřící do [[Spektrální klasifikace|třídy svítivosti]] '''V'''. Obíhá okolo středu [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]] ve vzdálenosti od 25&nbsp;000 do 28&nbsp;000 [[světelný rok|světelných let]]. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Tvoří centrum [[Sluneční soustava|Sluneční soustavy]], od [[Země]] je vzdálená 1&nbsp;[[Astronomická jednotka|AU]] (asi 150 milionů km). Je tedy hvězdou k Zemi nejbližší. Hmotnost Slunce je asi 330 000 krát větší než hmotnost Země<ref name="treking">[http://www.treking.cz/astronomie/slunce.htm treking.cz – Slunce, naše nejbližší hvězda]</ref> a představuje 99,8 % hmotnosti [[sluneční soustava|sluneční soustavy]]. Slunce je koule žhavé [[Fyzika plazmatu|plazmy]] neustále produkující ohromné množství energie. Jeho výkon je zhruba 4×10²⁶&nbsp;[[watt|W]], z čehož na Zemi dopadá asi 45&nbsp;miliardtin. [[Tok energie]] ze Slunce na Zemi činí asi 1,4&nbsp;kW&nbsp;m^-2. Slunce je staré přibližně 4,6&nbsp;miliard let,<ref name="aldebaran">[http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html Aldebaran.cz – Slunce]</ref> což je řadí mezi hvězdy středního věku. Bude svítit ještě asi 5 až 7 miliard let.<ref name="aldebaran"/> [[Teplota]] na povrchu Slunce činí asi 5800&nbsp;K, proto je lidé vnímají jako žluté (i když maximum jeho vyzařování je v zelené části viditelného [[Elektromagnetické spektrum|spektra]]). [[Průměr (geometrie)|Průměr]] Slunce je zhruba 1&nbsp;400&nbsp;000&nbsp;km, což činí asi 109 průměrů Země. Jeho objem je tedy asi 1,3 milionkrát větší než objem Země. Hustota Slunce je průměrně 1400&nbsp;kg&nbsp;m^-3.<ref name="čerman91">{{Citace knihy | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 91 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> Slunce se otáčí jinou rychlostí u pólů a na rovníku. Na rovníku se otočí jednou za 25 dní, na pólu za 36 dní. Jeho absolutní [[Hvězdná velikost|magnituda]] je +4,1, relativní pak -26,74.<ref name="treking"/> Je to tak nejjasnější těleso na obloze. [[astronomie|Astronomický]] symbol pro Slunce je kruh s bodem uprostřed, v [[Unicode]] ☉. == Význam == Slunce je hvězda nejbližší k Zemi, jejíž povrch zásobuje teplem a světlem. Světlo dosáhne povrchu Země přibližně za 8 minut a 19 sekund<ref name="vzdalenost">[http://fyzweb.cz/odpovedna/index.php?limit_od=745&hledat= Dotaz číslo 749: Za jak dlouho dorazí světlo ze Slunce na Zemi?]</ref> (přičemž z druhé nejbližší hvězdy [[Alpha Centauri]] dosáhne [[rychlost světla|světlo]] zemského povrchu za 4,2 roku). Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem se pohybuje v rozmezí 147&nbsp;097&nbsp;000&nbsp;km ([[perihélium]]) až do 152&nbsp;099&nbsp;000&nbsp;km ([[afélium]]).<ref name="vzdalenost"/> Tyto změny vzdálenosti však nejsou příčinou střídání [[roční období|ročních období]] na Zemi. Od zdánlivého pohybu Slunce se současně odvozuje i pravý [[sluneční čas]]. Jeho upravená hodnota v podobě středního slunečního času je základem měření času v běžném životě. Energie slunečního záření pohání téměř všechny procesy, které na Zemi probíhají. Je na ní závislé [[podnebí]], změny [[počasí]] i [[teplota|teploty]], významně se podílí na [[příliv]]u a [[odliv]]u. Pomáhá udržet na zemském povrchu vodu v kapalném skupenství, je klíčovým faktorem pro [[fotosyntéza|fotosyntézu]] [[rostlina|rostlin]] a umožňuje živočichům [[zrak|vidět]]. Zemská atmosféra propouští jen část spektra slunečního záření - všechny složky [[viditelné světlo|viditelného spektra]], část [[ultrafialové světlo|ultrafialového]], [[infračervené světlo|infračerveného]] a radiového záření. Ultrafialové záření podněcuje tvorbu [[Kalciferol|vitaminu D]] vznikajícího v [[kůže|lidské kůži]].<ref name="nadory">{{Citace elektronické monografie | příjmení = | jméno = | odkaz na autora = | titul = UV paprsky: riziko rakoviny proti riziku deficitu vitamínu D | url = http://www.zdrava-rodina.cz/med/med0201/med0225.html | datum vydání = | datum aktualizace = | datum přístupu = 2008-10-24 | vydavatel = | místo = | jazyk = }}</ref> Při dlouhodobějším působení ale může způsobovat i nepříznivé efekty v podobě [[mutace|mutací]] a vzniků nádorových onemocnění<ref name="nadory"/> či [[slepota|slepoty]].<ref>{{Citace elektronické monografie | příjmení = | jméno = | odkaz na autora = | titul = Opalování může způsobit i slepotu | url = http://zdravi.idnes.cz/opalovani-muze-zpusobit-i-slepotu-dtp-/zdravi.asp?c=A080623_090133_zdravi_bad | datum vydání = | datum aktualizace = | datum přístupu = 2008-10-24 | vydavatel = Idnes.cz | místo = | jazyk = }}</ref> == Vývoj představ o Slunci == Slunce bylo ve starověku v mnoha kulturách uctíváno jako [[božstvo]]. V&nbsp;antickém&nbsp;Řecku byl bohem Slunce [[Helios]], který cestoval každý den po obloze ve svém zlatém voze. Ve starověkém Římě se nazýval ''Sol'' a ve starověkém Egyptě pak [[Ré]], ''Ra'' či ''Amon''. V [[astrologie|astrologii]] je Slunce symbolem vitality a zdraví. Většina kultur považovala Slunce za symbol [[život]]a a znovuzrození, což bylo spojeno s jeho pravidelným objevováním se na obloze každé [[ráno]]. První písemné zmínky o pozorování Slunce pocházejí z období 2000 let př.n.l. ze starověké Číny. V roce 762 př.n.l. bylo pozorováno první zatmění Slunce v Asýrii, o kterém se dochovaly písemné zmínky v podobě hliněné destičky psané [[klínové písmo|klínovým písmem]].<ref name="kronika">{{Citace elektronické monografie | příjmení = | jméno = | odkaz na autora = | titul = Historie pozorování Slunce | url = http://hvezdy.astro.cz/slunce/43/ | datum vydání = | datum aktualizace = | datum přístupu = 2008-6-27 | vydavatel = Astronomia | místo = | jazyk = }}</ref> Anaxagoras se v roce 434 př.n.l. domníval, že se Slunce skládá z hromady hořícího kamení, které je jen o málo větší než [[Řecko]]. Dle představ mnohých civilizací Slunce obíhalo okolo Země a nikoliv Země kolem Slunce, jak bylo později prokázáno. Aristotelés ve svém modelu vesmíru umístil Slunce mezi oběžnou dráhu [[Měsíc (měsíc)|Měsíce]] a [[Merkur (planeta)|Merkuru]], čímž na dlouhou dobu ovlivnil řadu dalších myslitelů. Aristarchos ze Samu předvedl současně [[teorie|teorii]], že Slunce je středem soustavy a že Země kolem něho obíhá.<ref name="kronika"/> Tato raná [[heliocentrismus|heliocentrická]] představa se příliš neuchytila a až do roku 1507 převažoval názor, že středem soustavy je Země. [[Soubor:Annotated copy of Nicolai Copernici's De revolutionibus orbium coelestrium (1543).jpg|thumb|200px|left|Slavná kniha Mikuláše&nbsp;Koperníka]] V roce 1543 publikoval svoje teze Mikuláš Koperník v knize <u>De revolutionibus orbium coelestium</u>, kde se vyjádřil pro heliocentrickou soustavu. Konstrukce prvního [[dalekohled]]u značně rozšířila možnosti zkoumání Slunce, čehož využil Galileo Galilei a D.&nbsp;Fabricius pro pozorování [[sluneční skvrna|slunečních skvrn]].<ref name="kronika"/> [[Soubor:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg|thumb|230px|Sluneční skvrna]] Objevení slunečních skvrn značně pobouřilo tehdejší katolickou obec, jelikož do té doby se věřilo, že Slunce je tvořeno z „dokonale čistého éteru“ a tedy je nemožné, aby se na jeho povrchu nacházely tmavší plochy. Během následujících dvou let se ale podařilo minimálně čtyřem dalším pozorovatelům pozorovat sluneční skvrny, což podpořilo Galileovo pozorování. V roce 1625 jezuita Christoph Scheiner zjistil, že Slunce rotuje podobně jako Země okolo svojí [[rotační osa|rotační osy]].<ref name="kronika"/> Tento objev učinil na základě pozorování slunečních skvrn, které se během pozorování nápadně pohybovaly od jednoho okraje ke druhému. Významným krokem pro porozumění významu a pozice Slunce se stalo objevení [[Keplerovy zákony|Keplerových zákonů]] a [[Newtonův gravitační zákon|Newtonovo gravitačního zákonu]]. Díky nim se zjistilo, že Slunce je velmi hmotné a že všechny tělesa ve sluneční soustavě kolem něho obíhají. Velikost a vzdálenost od Země byly poprvé přesně změřeny v roce 1672 díky přesným měřením italského astronoma Giovanniho Cassini a Johna Flamsteedoma. V&nbsp;roce 1814 použil německý astronom Joseph von Fraunhofer [[spektroskop]] pro analýzu slunečního světla a zjistil, že [[elektromagnetické spektrum|spektrum]] Slunce je přerušované tmavými absorpčními čárami. Tyto čáry byly pojmenovány jako Fraunhoferovy čáry a staly se důležitým pomocníkem při pozdějším určování chemického složení Slunce. Ve druhé polovině 19. století bylo Slunce a další hvězdy velmi intenzivně studovány, jelikož zde platila vzájemná provázanost. Nové objevy u Slunce pomáhaly vědcům pochopit procesy, které se odehrávají v jiných hvězdách a opačně. Příčina jeho záření ale přes veškerou námahu zůstávala dlouho nejasná. Jedna z hypotéz vyslovená skotským inženýrem Johnem Waterstonem předpokládala, že vyzářená energie pochází z gravitační kontrakce Slunce. Další vyslovená J.&nbsp;Mayerem tvrdila, že teplota Slunce je udržována dopady [[meteorit]]ů na jeho povrch. Důležitým mezníkem pro pochopení Slunce se stal objev [[spektrometrie]], díky které došlo k určení chemického složení Slunce. Postupně se začalo předpokládat, že hlavní energetický zdroj Slunce bude v podobě [[jaderná reakce|jaderných reakcí]]. Začaly panovat debaty o formě této jaderné reakce, zda se tedy jedná o slučování (fúzi), nebo o štěpení. Až v roce [[1938]] navrhl německý fyzik [[Hans Bethe]] jadernou fúzi jako zdroj Slunce. Tato teorie byla definitivně potvrzena až v roce [[2002]]. == Vlastnosti == [[Soubor:Fraunhofer lines.png|thumb|200px|left|Rozklad světla na spektrální barvy]] Slunce je jednoznačně největší nebeské těleso, které se nachází ve sluneční soustavě. Má přibližně 109 krát větší průměr než Země a 1&nbsp;300&nbsp;000 násobně větší [[objem]]. Celkově obsahuje okolo 99,8 % hmoty sluneční soustavy. Funguje jako obrovská plazmová koule<ref name="treking"/> s průměrnou [[hustota|hustotou]] jen o málo větší, než je hustota [[voda|vody]].<ref name="aldebaran"/> Směrem ke středu hustota i teplota narůstá. V porovnání s ostatními hvězdami v naší [[Galaxie|Galaxii]] patří do středně staré skupiny hvězd. Jeho hmotnost a svítivost je však větší než je průměr hvězd nacházejících se v naší Galaxii, který se odhaduje asi na polovičku hodnot Slunce. Průměr hmotnosti a svítivosti hvězd v Galaxii je totiž tvořen [[červený trpaslík|červenými trpaslíky]]. Zvláštností Slunce je i to, že se jedná o samostatnou hvězdu, která netvoří vícenásobný systém, či dvojhvězdu (i když se v některých případech spekuluje o nepovedené dvojhvězdě Slunce – [[Jupiter (planeta)|Jupiter]]) a současně také není členem žádné [[hvězdokupa|hvězdokupy]]. === Barva === [[Soubor:Soleil (2).JPG|thumb|230px|Barva ze Země se značně mění v průběhu dne a v závislosti na stavu atmosféry]] Slunce je viděno ze [[Země]] jako červené jen při svém východu a západu. Tedy tehdy, kdy je nízko nad [[Horizont|obzorem]] a sluneční světlo na Zemi dorazí až poté, co vykonalo dlouhou cestu nižší a hustší vrstvou [[atmosféra|atmosféry]]. Molekuly [[vzduch]]u absorbují kratší vlnové délky světla (modré světlo), takže pozorovateli zůstane převážně [[červená]]. Při východu a západu se může Slunce zdát šišaté či velmi velké, což je také způsobeno tím, že světlo urazí dlouhou dráhu hustší atmosférou, čímž je zkreslen jeho tvar. Naopak je-li Slunce kolem poledne vysoko nad obzorem, jeví se barva oblohy jako modrá, protože sluneční světlo urazí nejkratší vzdálenost atmosférou. Tato vzdálenost odpovídá vlnové délce modrého světla, ostatní vlnové délky (delší - červená,…) jsou molekulami absorbovány, proto je obloha modrá a v této fázi tvar Slunce nejvíce odpovídá skutečnosti. Obsahuje-li ovšem atmosféra velké množství vodních par, dojde k [[Absorpce světla|absorpci]] i vlnových délek odpovídajících modré barvě a na obloze tak vznikají mraky, jež jsou šedé až černé barvy. Pokud je Slunce pozorováno z místa mimo vliv atmosféry, je díky svojí pozici v hlavní posloupnosti hvězd na pozici hvězdy ze spektrální třídy G2, tedy hvězda menší než [[modrý obr]]. Slunce emituje záření v celém [[elektromagnetické spektrum|elektromagnetickém spektru]], nejintenzivnější vyzařování má na [[vlnová délka|vlnové délce]] 501&nbsp;nm. [[Soubor:Gradient Sun NASA Flickr.png|thumb|230px|Prostorový snímek Slunce a jeho [[Protuberance|protuberancí]] pořízený NASA (2012)]] === Tvar Slunce === Slunce je téměř dokonalá koule,<ref name="slunce">{{Citace knihy | příjmení = Klezcek | jméno = Josip | odkaz na autora = Josip Kleczek | titul = Velká encyklopedie vesmíru | vydání = 1 | vydavatel = Academia | místo = Praha | rok = 2002 | strany = 455 | isbn = 80-200-0906-X }}</ref> se sploštěním přibližně pouhých 10&nbsp;km polárního průměru vzhledem k rovníkovému. Tento téměř ideální stav je dán částečně tím, že odstředivý efekt sluneční rotace je asi 18 milionkrát slabší, než přitažlivost na povrchu v oblasti [[rovník]]u. === Sluneční energie === : ''Podívejte se na:'' [[Sluneční energie]] Téměř všechna energie Slunce je vyzařována ve formě [[elektromagnetické záření|elektromagnetického záření]], které je nezbytným předpokladem pro všechny formy života na Zemi. Vzniká jako výsledek [[termonukleární reakce]] pp-řetězce, kdy dochází k přeměně vodíku na hélium za současného uvolňování energie. Předpokládá se, že každou sekundu Slunce spotřebuje a přemění 700 miliónů tun vodíku na 695 miliónů tun hélia. Zbytek v podobě 5 miliónů tun je přeměněn na energii v poměru 96 % elekromagnetického záření a 4 % elektronová neutrina.<ref name="aldebaran"/> Všechno elektromagnetické záření včetně viditelného záření pochází z fotosféry. Každou sekundu vyzáří Slunce do okolí tolik [[energie]], že by to stačilo pokrýt potřeby celého [[svět]]a na více než 1000 let. Energie ve středu Slunce vzniká ve formě fotonů gama záření a [[neutrino|neutrin]]. Na povrch Slunce se dostává prostřednictvím konvekce, absorpce a emise, opouští ho v podobě elektromagnetické radiace a neutrin (v malé míře také v podobě [[kinetická energie|kinetické energii]] a [[termální energie]] [[sluneční vítr|slunečního větru]] a jako energie [[magnetické pole|magnetického pole]]. Tlak záření, které se dostává na povrch Slunce, je obrovský a vyrovnává se působením gravitační síly, kterou jsou všechny částice ve Slunci přitahovány k jeho středu. Slunce je v hydrostatické rovnováze.<ref name="slunce"/> Sluneční neutrina je možno detekovat pomocí [[neutrinový detektor|neutrinového detektoru]]. Sledování slunečních neutrin je důležité, protože může poskytovat informace o jádře Slunce v téměř reálném čase na rozdíl od fotonů, které ze středu putují tisíce až milióny let. Současný počet pozorovaných slunečných neutrin je však asi třikrát menší, než počet neutrin, které bylo předpovídáno modelem. Rozdíl mezi předpokládaným a skutečným počtem neutrin se dlouho nepodařilo uspokojivě vysvětlit. Měření pomocí neutrinového detektoru ''Subdury Neutrino Observatory'' však potvrdilo teorii, že neutrina mají nenulovou hmotnost a že po dobu své cesty zevnitř Slunce k Zemi oscilují mezi elektronovým neutrinem, mionovým neutrinem a tauónovým neutrinem. Současné detektory založené na [[chlór]]u a [[gallium|galiu]] však mohou zachytit jen elektronová neutrina.<ref>{{Cite book | author = Josip Klezcek | title = Velká encyklopedie vesmíru | publisher = Academia, Praha | year = 2002 | pages = strany: 461 | isbn = 80-200-0906-X }}</ref> Od svého vzniku už Slunce spotřebovalo polovinu svých zásob vodíku. Dalších přibližně 5 až 7 miliard let bude ještě ve Slunci probíhat termonukleární reakce, během které se přemění většina vodíku na helium. Až dojde vodík v jádře, naruší se na krátký čas hydrostatická rovnováha, což povede k tomu, že se stane [[červený obr|červeným obrem]]. Zvětšováním průměru Slunce dojde k tomu, že nejbližší planety budou pohlceny rozšiřujícím se Sluncem. Předpokládá se, že bude pohlcena i Země. === Sluneční světlo === Dopadající sluneční světlo na Zemi má bílou barvu se spektrem složených barev, které se rozkládají od červené, přes oranžovou, žlutou, zelenou, modrou až po fialovou. Tyto barvy je možné vidět během polarizace světla či v přírodě během vzniku [[duha|duhy]], která má v tomto pořadí i seřazené barvy.<ref name="čerman91"/> == Složení Slunce == Složení Slunce není do dnešních dnů zcela známé. Většina informací o jeho složení pochází z výzkumu spektrálních čar. Slunce není složeno homogenně, ale jeho chemické složení je závislé na hloubce. V jádře vlivem jaderných reakcí je větší obsah helia, než na jeho povrchu. Předpokládá se, že v jádře je vodík zastoupen již 34 % a hélium 64 %. Spektrum současně ukazuje, že se ve Slunci nachází ve stopovém množství většina prvků, které jsou známé na Zemi. V roce 2003 měla americká sonda [[Genesis (sonda)|Genesis]] za úkol výzkum [[sluneční vítr|slunečního větru]] a odebrání jeho vzorků. Při přistávání návratového modulu na Zemi se však neotevřely padáky a pouzdro se zřítilo. Velká část vzorků tak byla poškozena. <center> {| class="wikitable" |+Složení Slunce v procentech počtu atomů |- align="center" ! prvek | vodík || hélium || kyslík || uhlík || dusík || neon || železo || křemík || hořčík || síra || ostatní |- align="center" ! podíl v % | 92,1 || 7,8 || 0,061 || 0,030 || 0,0084 || 0,0076 || 0,0037 || 0,0031 || 0,0024 || 0,0015 || 0,0015 |- |} V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba ¾ vodíku a ¼ hélia.</center> == Struktura Slunce == [[Soubor:Sun poster.png|thumb|230px|Jednotlivé vrstvy Slunce]] Sluneční těleso spolu s atmosférou zvanou [[heliosféra]] se dělí na několik vrstev. === Jádro === : ''Podívejte se na:'' [[Jádro Slunce]] Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie. Jedná se o oblast, která sahá do vzdálenosti 175&nbsp;000&nbsp;km od středu. Teplota v jádru dosahuje 1,5×10⁷&nbsp;K<ref name="slunce"/> a hustota plazmy se zde pohybuje okolo 130&nbsp;000&nbsp;kg.m^-3. ==== Termojaderná fúze ==== V tomto prostředí jsou již jednotlivé atomy rozloženy na volná jádra a elektrony, současně se [[vodík]] postupně a velmi pomalu mění na [[helium]] za uvolnění obrovského množství [[energie]], tento proces se nazývá [[termojaderná fúze]]. Každou sekundu se při tom spálí 700&nbsp;000&nbsp;000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. [[Hustota výkonu]] Slunce je pouhých 0,19 mW.kg^-1. Postupně přes několik mezistupňů v tzv. [[proton-protonový cyklus|proton-protonovém cyklu]]<ref name="treking"/> dojde ke sloučení čtyř [[proton]]ů v jednu [[alfa částice|α-částici]] - jádra helia, přičemž dva z protonů se přemění na [[neutron]]y. Řetězec těchto reakcí produkuje mnoho energie ve formě [[foton]]ů tvrdého [[Záření gama|gama záření]]. Předpokládá se, že z 1 gramu vodíku vznikne hélium a současně i 10¹² J energie.<ref name="čerman91"/> Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá podle různých odhadů od asi 17 tisíců.<ref name="Bad Astronomy">{{cite web |url=http://www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html |first=Phil |last=Plait |publisher=Bad Astronomy |title=Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core |year=1997 |accessdate=2006-03-22}}</ref> po 50 miliónů let.<ref name="Lewis">{{cite book |last=Lewis |first=Richard |year=1983 |title=The Illustrated Encyclopedia of the Universe |publisher=Harmony Books, New York |pages=65}}</ref> Za tu dobu předají většinu své energie hmotě Slunce a stanou se z nich fotony o mnohem delších [[vlnová délka|vlnových délkách]], například fotony viditelného [[světlo|světla]]. Mnohem rychleji se k povrchu dostanou vzniklá [[neutrino|neutrina]], pro které hmota Slunce prakticky není překážkou. === Vrstva v zářivé rovnováze === Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km.<ref name="aldebaran"/> Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž [[tlak záření]] vyrovnává [[gravitační tlak]]. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru. Předpokládá se, že fotony touto vrstvou projdou přibližně za 100&nbsp;000 let.<ref name="aldebaran"/> Teplota se zde pohybuje v rozmezí 7 až 2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K, hustota dosahuje 20&nbsp;g/cm³ ve spodních vrstvách a 0,2&nbsp;g/cm³ ve svrchních. === Tachoklina === Jedná se o tenkou mezivrstvu, která byla objevena měřením americké družice [[SOHO]]. Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého [[magnetické pole|magnetického pole]] Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmy a ke změně rotační rychlosti. === Konvektivní zóna === Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km<ref name="slunce"/> je nejsvrchnější vrstva Slunce, která se podobá [[hrnec|hrnci]] s vroucí vodou. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření již málo účinné. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony pohlcovat a následně je neemitovat dále, čímž dochází k jejich absorpci. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu, což způsobuje značné turbulence v této vrstvě a promíchávání materiálu. Hlavním přenosem tepla se tak stává proudění čili [[konvekce]]. Během konvekce se přenášený plyn rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možno v této zóně pozorovat jako [[granulace|granuly]] či supergranuly. Odhaduje se, že teplota se zde pohybuje od 2&nbsp;000&nbsp;000 do 6000&nbsp;K. === Fotosféra === : ''Podívejte se na:'' [[Fotosféra]] [[Fotosféra]] je viditelný povrch Slunce, která se pozoruje jako sluneční kotouč viditelný ze Země. Při pozorování se jeví střed Slunce jasnější, než okraje, což je dáno tím, že se na okrajích Slunce pozorují chladnější oblasti fotosféry. Ve fotosféře je možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny dosahující velikostí až 1000&nbsp;km (tzv.[[granulace]]). Nápadné jsou také ''[[sluneční skvrna|sluneční skvrny]]'' a [[protuberance]].<ref name="aldebaran"/> Předpokládá se, že její hustota se pohybuje okolo 10²³ částic/m³ (či v jiném zápisu 3,5 × 10^-7 do 4,5 × ^-8 g/sm³)<ref name="čerman94"/> a teplota kolem 5800&nbsp;K.<ref name="aldebaran"/> Fotosféra je tak nejchladnější oblastí Slunce. Její šířka je v rozmezí mezi 200 až 300&nbsp;km.<ref name="čerman94">{{Citace knihy | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 94 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> Typickým jevem ve fotosféře je přítomnost granulí, které jsou různá zrna s průměrem od 200 do 1800&nbsp;km. Jedná se o výstupné konvekční proudy ze svrchních oblastí Slunce, které mají přibližně o 200&nbsp;°C vyšší teplotu než okolní fotosféra.<ref name="čerman96">{{Citace knihy | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 96 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> === Chromosféra === : ''Podívejte se na:'' [[Chromosféra]] [[Chromosféra]] je vcelku tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300&nbsp;000&nbsp;K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6000&nbsp;K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu.<ref name="aldebaran"/> Objevují se v ní chromosférické [[Sluneční erupce|erupce]]. Je to vrstva silně ionizovaného plynu, která se rozkládá od 12&nbsp;000 do 15&nbsp;000&nbsp;km.<ref name="čerman98">{{Citace knihy | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 98 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> Jedná se o spodní část sluneční atmosféry, která je během [[zatmění Slunce]] viditelná jako načervenalý světelný úkaz. Tato červená barva je způsobena tím, že maximum jejího záření se nachází ve vodíkové čáře H-alfa, čemuž odpovídá vlnová délka světla 656,7 nanometrů. Hustota plynu se zde pohybuje okolo 10^-15 g/cm³, což odpovídá přibližně hustotě částic 75&nbsp;km nad povrchem Země.<ref name="čerman98"/> === Přechodová oblast === Přechodová oblast (některé zdroje jí samostatně nevyčleňují) je tenká nepravidelná vrstva sluneční atmosféry, které odděluje korónu od chladnější fotosféry. Teplota se zde náhle mění z 20&nbsp;000 K (na hranici s chromosférou) až na teplotu 1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K (na hranici s korónou). Tato vrstva je pozorovatelná převážně přes ultrafialovou část spektra. === Koróna === : ''Podívejte se na:'' [[Koróna]] [[Koróna]] nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy, ale někdy je udáváno, že končí ve vzdálenosti 1 až 2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;km. Její teplota je okolo 1&nbsp;500&nbsp;000&nbsp;K.<ref name="aldebaran"/> Velmi dobře se dá pozorovat při [[zatmění Slunce měsícem|zatměních Slunce]] pomocí [[koronograf]]u. Příčina vysoké teploty v této vrstvě není do dnešních dnů zcela jasně pochopena a vysvětlena, ale předpokládá se, že je spojena s rekonekcí magnetických silokřivek a turbulentním brzděním.<ref name="aldebaran"/> Hustota částic se pohybuje okolo 10¹¹ částic/m³. Také v koróně se vyskytují [[erupce]] a [[prototurbulence]]. [[Soubor:Aerial view.jpg|thumb|left|Modelace pohybu částic v magnetickém poli Slunce]] == Magnetické pole Slunce == Slunce má silné magnetické pole, které má přibližně hodnotu 10^-4 [[tesla]], lokálně pole slunečních skvrn dosahuje až do 10^-1 [[tesla]].<ref name="treking"/> Většina útvarů na jeho povrchu s tímto polem souvisí. Slunce je magneticky [[proměnná hvězda]], polarita jeho pólů a orientace jeho siločar se mění spolu s 11 ročním slunečním cyklem.<ref name="cyklus">{{Citace knihy | příjmení = Klezcek | jméno = Josip | odkaz na autora = Josip Kleczek | titul = Velká encyklopedie vesmíru | vydání = 1 | vydavatel = Academia | místo = Praha | rok = 2002 | strany = 456 | isbn = 80-200-0906-X }}</ref> V maximu slunečního cyklu je magnetické pole Slunce velmi složité a dá se vnímat zastoupený dvojpólový moment. Silokřivky jsou vlivem rotace Slunce tvarovány do podoby tzv. [[Archimedova spirála|Archimedových spirál]], což má za následek, že obíhající tělesa kolem Slunce procházejí střídavě oblastmi s rozdílnými směry magnetického pole.<ref name="aldebaran"/> Celkové magnetické pole vzniklo v původním magnetickém plyno-prachové sluneční [[mlhovina|mlhoviny]], ze kterého vzniklo Slunce a ostatní objekty Sluneční soustavy. Toto pole se podle posledních měření vyskytuje všude na Slunci. Další složka celkového magnetického pole jsou tzv. lokální magnetické pole. Jsou velmi proměnlivé a nejsilnější jsou v místech aktivních oblastí. Vznik tohoto magnetického pole jako jeho vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálních objektů není zatím zcela dostatečně vysvětlen. Magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu.<ref name="aldebaran"/> == Fyzikální pohyby Slunce == === Rotace === Hypotézu rotace Slunce poprvé vyslovil roku 1609 Johannes Kepler ve své knize [[Astronomia nova]]. Všechna hmota na Slunci se díky extrémní teplotě vyskytuje v podobě plazmy. To umožňuje, aby Slunce rotovalo rychleji na rovníku než ve vyšších zeměpisných šířkách. Díky tomuto rozdílu je magnetické pole Slunce deformované a tvarem připomíná silotrubici. Tato deformace magnetického pole způsobuje erupce a spouští vznik slunečních skvrn a protuberancí. [[Soubor:LombergA1024.jpg|thumb|Umělecká představa zachycující přibližnou pozici Slunce v Galaxii Mléčná dráha]] Slunce [[rotace|rotuje]] okolo své osy v porovnání s jinými hvězdami pomalu. Rychlost rotace není všude na povrchu stejná. Na rovníku se Slunce otočí jednou za 25,38 dne, na pólech za 36 dní. Tento jev se nazývá [[diferenciální rotace]]. Vnitřek Slunce se otáčí jako tuhé těleso jednotnou rychlostí jednou za 27 dní. Toto je [[Synodická perioda|synodická doba rotace]], která je počítána vzhledem k Zemi. Vůči okolním nehybným objektům se Slunce otočí jednou za 25,38 dne. === Pohyb Slunce v Galaxii === : ''Podívejte se na:'' [[Galaxie Mléčná dráha]] Slunce se vůči Zemi a ostatním tělesům Sluneční soustavy téměř nepohybuje. Z pohledu Galaxie však Slunce není stacionárním tělesem, ale obíhá kolem [[galaktické jádro|galaktického jádra]] přibližně ve vzdálenosti 30&nbsp;000 [[světelný rok|světelných let]] od jádra rychlostí přibližně 250&nbsp;km×s^-1.<ref name="treking"/> Slunce oběhne střed Galaxie ve vzdálenosti 25&nbsp;000 až 28&nbsp;000 světelných let jednou za 226 miliónů let. Tento oběh nemá tvar [[kružnice]] a ani [[elipsa|elipsy]], ale vykonává zvláštní pohyb po tzv. [[Galaktický epicykl|galaktických epicyklech]]. Jedná se o elipsu, jejíž střed obíhá kolem středu Galaxie po kružnici. Jeden oběh Slunce okolo středu Galaxie se nazývá galaktický rok. [[Soubor:SunFromClouds.jpg|thumb|left|Dopadající sluneční světlo na zemský povrch]] == Sluneční aktivita == : ''Podívejte se na:'' [[Sluneční cyklus]] Sluneční aktivita je komplex dynamických jevů, které se v omezeném čase a prostoru vyskytují na slunečním povrchu nebo těsně pod ním. Následkem těchto procesů je změna magnetického pole a změna množství vyvrhovaných částic do okolního prostoru. Elektricky nabité a neutrální částice opouštějící korónu a s nimi unikající záření se nazývá [[sluneční vítr]].<ref name="čerman100">{{Citace knihy | příjmení = Čeman | jméno = Róbert | odkaz na autora = Róbert Čeman | titul = Vesmír 1 Sluneční soustava | vydání = 1 | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava | místo = Bratislava | rok = 2002 | strany = 100 | isbn = 80-8067-072-2 }}</ref> Částice slunečního větru se pohybují po zakřivených spirálovitých drahách. Je to proto, jelikož sledují siločáry slunečního magnetického pole, které se v důsledku svojí rotace deformují magnetické pole do tvaru tzv. Parkerových spirál. Ty planety Sluneční soustavy, které mají magnetické pole, většinu částic slunečního větru od sebe odklánějí. Množství slunečního větru závisí nejen na sluneční aktivitě, ale také na místě na povrchu Slunce, odkud sluneční částice unikají. Největší množství slunečního větru se uvolňuje skrz [[koronální díra|koronální díry]]. Každou sekundou Slunce opustí asi 1 milión tun sluneční plazmy. Od svého vzniku až do dneška tak Slunce do svého okolí vyvrhlo přibližně okolo 0,1 % svojí hmoty. V periodě slunečního cyklu se mění též celkové množství jeho záření – celkové vyzařování nazývané též nesprávně jako [[sluneční konstanta]]. Jelikož ale dochází k pozvolným změnám vyzařované energie v závislosti na čase, není tato hodnota konstantní. V současnosti platí, že každý metr slunečního povrchu vyzáří za sekundu do okolního prostoru přibližně 62,86×10⁶ J, celý povrch Slunce pak 3,826×10²⁶ J.<ref name="čerman91"/> Na Zemi z tohoto množství dopadá přibližně 2×10¹⁷ J, ale asi polovička se odráží zpět o atmosféru, či se v ní rozptyluje. V blízkosti Země dosahuje sluneční vítr rychlosti od 300 do 800&nbsp;km/h. Množství slunečního větru se zvyšuje s výronem koronální hmoty v důsledku sluneční erupce. Výron koronální hmoty má nepříznivý vliv na tělesa v okolí Země jako jsou [[družice]] i na [[astronaut]]i, ale současně se projevují i na Zemi v podobě [[geomagnetická bouřka|geomagnetické bouřky]]. Mezi jejich projevy patří občasné narušení navigačních systémů, výpadky bezdrátového spojení, či případně vyřazení elektrických rozvodů. Sluneční aktivita se mění v závislosti na slunečním cyklu, který má střední délku 11 [[rok|let]]. Tento cyklus má asymetrický tvar: náběh cyklu do maxima trvá přibližně 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalejší a trvá 7 let. Jeho nejviditelnějším projevem jsou sluneční skvrny, které se začnou na jeho povrchu postupně objevovat. V čase slunečního minima se sluneční skvrny na Slunci téměř nevyskytují a v době maxima je jich oproti tomu na povrchu Slunce značné množství. Maxima výskytu skvrn nejsou stejné, jelikož jejich výskyt je spojen současně s 80 ročním slunečním cyklem. Mezi další projevy patří prototurbulence, které jsou gigantické výrovy plynu do sluneční atmosféry. [[Soubor:Solar sys.jpg|thumb|left|Sluneční soustava]] == Obíhající tělesa == : ''Podívejte se na:'' [[Sluneční soustava]] Slunce je hlavním tělesem Sluneční soustavy, které má 745× větší hmotnost než všechny planety soustavy. Slunce si tak udržuje gravitačním působením dominanci v soustavě. Těžiště Sluneční soustavy se nachází blízko Slunce, podle působení ostatních planet je nad nebo pod jeho povrchem.<ref> {{Citace webu | příjmení = Metelka | jméno = Ladislav | url = http://praha.astro.cz/crp/0005a.phtml | titul = Klimatologie na přelomu tisíciletí | vydavatel = Corona Pragensis | datum vydání = 2000 | datum přístupu = 2008-11-8 }}</ref> Ostatní tělesa soustavy obíhají kolem tohoto těžiště v o mnoho řádů větších vzdálenostech, takže je korektní označit jejich oběh za oběh kolem Slunce. Těmi to tělesy jsou především [[planeta|planety]], [[Trpasličí planeta|trpasličí planety]], [[planetka|planetky]], [[meteoroid]]y, [[kometa|komety]] a [[kosmický prach]]. Aby těleso bylo schopno uniknout z gravitačního působení Slunce, musí překonat tzv. [[Kosmická rychlost|třetí kosmickou rychlost]]. Ta se mění podle vzdálenosti tělesa od Slunce – např. u Země je 42,1 km/s. == Vznik a vývoj == [[Soubor:Sun Red Giant.jpg|thumb|Umělecká představa povrchu Země, až se Slunce promění v rudého obra]] Slunce vzniklo spolu se sluneční soustavou ze [[hvězdná mlhovina|hvězdné mlhoviny]]. Materiál ve středu globule se díky gravitačním kontrakcím začal postupně zahušťovat.<ref name="slunce"/> [[Odstředivá síla]] zrychlovala rotaci mlhoviny, což vedlo ke zploštění původně kulaté globule do [[protoplanetární disk|protoplanetárního disku]]. V jeho středu se utvořila [[protohvězda]], ve středu které rychle začala narůstat hustota a tlak, až došlo k zažehnutí termonukleární reakce. Délka života hvězdy typu G2, tedy skupiny do které spadá i Slunce, se pohybuje okolo 10 miliard let. Slunce vzniklo přibližně před 4,6 miliardami let, což znamená, že má před sebou ještě minimálně dalších 5 až 7 miliard let své stabilní existence v současné podobě. Po vyčerpání zásob vodíku se předpokládá, že se termojaderná reakce v jeho vnitru na krátko ustane, tlak záření přestane působit proti vlastní gravitaci, což naruší vnitřní rovnováhu. Jádro se smrští a jeho teplota a tlak se opětovně zvýší, čímž dojde k syntéze hélia na další chemické prvky, jako jsou například [[uhlík]] a [[kyslík]]. Tato reakce bude probíhat několik miliónů let, což Slunce na okamžik opět stabilizuje. Vnější vrstvy Slunce se však začnou rozpínat, řídnout a chladnout, což se projeví na jeho zvětšujícím se objemu a změně [[barva|barvy]]. Slunce se přemění do stádia [[rudý obr|rudého obra]]. Předpokládá se, že rozpínající Slunce následně pohltí [[Merkur (planeta)|Merkur]], [[Venuše (planeta)|Venuši]] a dle některých scénářů i [[Země|Zemi]]. Po vyčerpání zásob hélia v jádře dojde opětovně k pozastavení termojaderných reakcí, což povede k tomu, že již žádná síla nebude působit proti gravitačnímu působení a Slunce se začne smršťovat do malého tělesa. Jádro zkolabuje, scvrkne se a změní se na [[bílý trpaslík|bílého trpaslíka]]. Vnější vrstvy budou během tohoto pochodu odmrštěny do okolního prostředí – vznikne [[planetární mlhovina]], která bude obsahovat značné množství různých prvků rozšiřujících se do okolního vesmíru. Bílý trpaslík bude pozvolna chladnout, až vychladne zcela. [[Soubor:Equinox-50.jpg|thumb|left|Zdánlivý denní pohyb Slunce po obloze na 50. stupni severní zeměpisné šířky]] == Zdánlivý pohyb Slunce po obloze == Země obíhá okolo Slunce a zároveň rotuje kolem své osy. Díky rotaci Země směrem od [[západ]]u k [[východ]]u se Slunce zdánlivě pohybuje po obloze opačným směrem, tedy od východu na západ. [[Azimut]] jeho východu a západu se mění v závislosti na [[roční období|ročním období]]. V rámci zeměpisné šířky zůstává stejný jen úhel, pod kterým vychází a zapadá. Na 48° severní zeměpisné šířky (jižní části [[Slovensko|Slovenska]]) Slunce vychází a zapadá pod úhlem 42°. Na [[rovník]]ů je tento úhel roven 90°. Na pólech je úhel východu nulový, nad a pod obzor ho vynáší zdánlivý pohyb Slunce po [[ekliptika|ekliptice]]. Tento úhel současně ovlivňuje i délku [[soumrak]]u, která je největší na pólech a nejmenší na rovníku. Oběh Země okolo Slunce způsobuje zdánlivý pohyb Slunce po ekliptice. Tento pohyb se děje proti směru zemské rotace. Proto je slunečný tzv. [[synodický den]] o čtyři minuty delší než hvězdný tzv. [[siderický den|siderický]]. Slunce postupně přechází zdánlivými souhvězdími po noční obloze a znameními [[zvěrokruh]]u. Dvakrát za rok přejde Slunce [[světový rovník|světovým rovníkem]] a to v době [[rovnodennost]]i. Od světového rovníku se nikdy nevzdálí na větší vzdálenost než je sklon rotační osy Země a tedy 23,5°. Tím se mění maximální výška Slunce nad jižním bodem horizontu. Na 48. rovnoběžce se jeho výška mění od 18,5° ([[zimní slunovrat]]) do 65,5° ([[letní slunovrat]]). Oběh Země okolo Slunce se popisuje pomocí [[Ekliptikální souřadnice|ekliptikálních souřadnic]]. Jelikož Země obíhá kolem Slunce nerovnoměrnou rychlostí, Slunce nekulminuje každý den přesně ve dvanáct, respektive v letním čase v jednu hodinu. Tyto rozdíly mezi pravým [[sluneční čas|slunečním časem]] a středním slunečným časem vyrovnává [[časová rovnice]]. === Zatmění Slunce === [[Soubor:Solar_eclips_1999_4.jpg|thumb|Úplné zatmění Slunce, které proběhlo [[11. srpen|11. srpna]] [[1999]] a bylo viditelné z [[Evropa|Evropy]]. Fotografie je pořízena z území [[Francie]]]] : ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Zatmění Slunce]] Zatmění Slunce je [[Astronomie|astronomický]] jev, který nastane, když [[Měsíc]] vstoupí mezi [[Země|Zemi]] a Slunce, takže jej částečně, nebo zcela zakryje. Taková situace se objevuje, jen pokud je měsíc v [[nov]]u a Slunce i Měsíc jsou při pohledu ze Země v jedné přímce. Na části Země, kde je zatmění pozorováno, dochází k výraznému setmění, ochlazení, kolem černého středu slunce je vidět výrazná záře sluneční [[Koróna|koróny]], objeví se [[Hvězda|hvězdy]] i některé [[Planeta|planety]] a známé jsou také neobvyklé reakce zvířat. Tyto průvodní jevy v některých kulturách v minulosti vedly ke spojování události s [[náboženství]]m a přisuzování [[Mystika|mystických]] významů. V moderní době jsou však duchovní významy zatmění Slunce většinou odmítány v důsledku snadnosti pochopení jeho příčin. == Pozorování Slunce == Slunce je na denní obloze velmi jasné těleso, které se nedoporučuje pozorovat nechráněným okem, jelikož jeho delší pozorování by mohlo vést k poškození [[zrak]]u.<ref name="Marsh">[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Bezpečné pozorování Slunce] od Britské astronomické společnosti (anglicky)</ref> Přímý pohled do Slunce způsobuje [[fosfen]]ové vizuální jevy a dočasnou částečnou [[slepota|slepotu]]. Při přímém pohledu působí Slunce na sítnici výkonem asi 4 miliwatty, což vede k zahřívání sítnice a k jejímu možnému poškození. Během východu a západu Slunce je sluneční světlo zeslabeno rozptylem světla díky obzvláště dlouhému průchodu zemskou atmosférou; za těchto podmínek lze Slunce bez nebezpečí pozorovat. Mlha, atmosférický prach a vysoká vlhkost přispívají k atmosférickému zředění. Pozorování Slunce optikou soustřeďující záření, jako je [[dalekohled]], je bez ochranného [[filtr]]u tlumícího záření velmi nebezpečné. Je důležité použít vhodný filtr; improvizované filtry mohou propustit UV záření, které může při vysoké jasnosti poškodit zrak. Nefiltrovaný dalekohled může na [[sítnice|sítnici]] doručit 500 krát více slunečního světla než prosté oko, čímž téměř okamžitě zabíjí [[buňka|buňky]] sítnice. I krátký pohled do poledního Slunce přes nefiltrovaný dalekohled může způsobit trvalou slepotu.<ref name="Marsh">[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Bezpečné pozorování Slunce] od Britské astronomické společnosti (anglicky)</ref> Bezpečný způsob, jak pozorovat Slunce, je promítnutí jeho obrazu na plátno či papír pomocí dalekohledu nebo malého teleskopu. Doporučuje se, aby pozorovatel byl vybaven speciálními ochrannými pomůckami i během pozorování slunečního zatmění a to jak celkového, tak i částečného. Jako nejvhodnější ochrana se doporučuje používat speciální brýle pro pozorování Slunce. == Výzkum Slunce == První satelit navržený pro průzkum Slunce byly [[NASA|americké]] sondy [[Pioneer 5]], [[Pioneer 6|6]], [[Pioneer 7|7]], [[Pioneer 8|8]] a [[Pioneer 9|9]] vypuštěné během rozmezí let [[1959]] až [[1968]]. Cílem sond nebylo přiblížit se ke Slunci, ale provádět pozorování ze vzdálenosti odpovídající přibližné oběžné dráze Země. V této vzdálenosti sondy poprvé podrobně měřily sluneční vítr a magnetické pole Slunce. V 70. letech [[20. století]] byla vyslána sonda [[Helios 1]] a za pomoci [[Apollo Telescope Mount]] byly prováděny nová pozorování a měření slunečního větru a sluneční korony. Sonda Helios 1 byla společným americko-[[Německo|německým]] projektem, který měl za úkol studovat sluneční vítr z orbity uvnitř dráhy [[Merkur (planeta)|Merkuru]]. V roce [[1980]] byla vyslána americká sonda [[Solar Maximum Mission]], která byla navržena k pozorování [[gamma záření]], [[rentgenové záření|rentgenového záření]] a měření [[UV záření]] ze slunečních erupcí během zvýšené sluneční aktivity. Sonda několik měsíců po startu vlivem elektronického selhání přestala fungovat, jelikož došlo k přepnutí sondy do záložního stavu, ve kterém setrvala 3 roky než byla v roce [[1984]] opravena během mise [[STS-41-C]]. Sonda následně zaslala na Zemi tisíce snímků sluneční korony před tím, než v červnu [[1989]] vstoupila do atmosféry Země, kde byla zničena.<ref>{{cite web |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |title=Solar Maximum Mission Overview |first=Chris |last=St. Cyr |coauthors=Joan Burkepile |accessdate=2006-03-22 |year=1998}}</ref> Další sondy určené k výzkumu Slunce a slunečního větru: * [[TRACE]] * [[SOHO (sonda)|SOHO]] * [[Ulysses (sonda)|Ulysses]] * [[Genesis (sonda)|Genesis]] * [[STEREO (sondy)|dvojice sond STEREO]] == YouTube == {| border="4" width="442" align="left" | {{#widget:YouTube|id=2U3ucaVzRqQ}} |- align="center" | '''Surface of the Sun As You've Never Seen It''' |} {| border="4" width="442" align="right" | {{#widget:YouTube|id=l3QQQu7QLoM}} |- align="center" | '''SDO – A Decade of Sun''' |} <br style="clear: both;" /> {| border="4" width="442" align="left" | {{#widget:YouTube|id=qLB5ma2Yz1I}} |- align="center" | '''NASA – STEREO reveals the Entire Sun''' |} {| border="4" width="442" align="right" | {{#widget:YouTube|id=HFT7ATLQQx8}} |- align="center" | '''NASA – Fiery Looping Rain on the Sun''' |} <br style="clear: both;" /> == Odkaz v kultuře == === Náboženský význam === === Význam v astrologii === === Sci-fi === == Reference == <references/> == Externí odkazy == * [http://aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html Slunce na Aldebaran.cz] * [http://www.astrosvet.com/oslunci/bezpecne-pozorovani-slunce Bezpečné pozorování Slunce] * [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Stránky Sluneční observatoře SOHO, včetně webové kamery (anglicky)] * [http://www.astro.cz/obloha/slunce/ Aktuální družicové snímky Slunce] * [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Bezpečné pozorování Slunce (anglicky)] * [http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html Bezpečnost zraku při slunečním zatmění (NASA, anglicky)] {{Flickr|Sun}}{{Commonscat|Sun}}{{Sluneční soustava}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Slunce]] [[Kategorie:Sluneční soustava]] [[Kategorie:Hvězdy typu G]] [[Kategorie:Hvězdy s planetami]] [[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Návrat na stránku „Slunce“.