Slnko (SOČ)

Kategorie: Geografia (celkem: 1046 referátů a seminárek)

Informace o referátu:

  • Přidal/a: anonymous
  • Datum přidání: 21. ledna 2007
  • Zobrazeno: 2418×

Příbuzná témata



Slnko (SOČ)

ÚVOD

Pohľad na jasnú nočnú oblohu nás privádza do úžasu, tisícky hviezd usporiadaných do súhvezdí – sú to vzdialené, tajomné svety. Štúdiom vesmírnych objektov, akými sú hviezdy, planéty, mesiace, kométy, galaxie, i vesmíru ako celku sa zaoberá astronómia. Už starovekí Egypťania a Gréci vzhliadali k oblohe a skúmali nebeské telesá. Skutočné poznatky o vesmíre začali ľudia získavať až po vynájdení ďalekohľadu v 16. storočí. Dnes astronómovia skúmajú vesmír množstvom rôznych prístrojov, vysielajú vesmírne sondy k iným planétam slnečnej sústavy a vypúšťajú družice, ktoré skúmajú vesmír z obežnej dráhy okolo Zeme.

METODIKA PRÁCE

Informácie a fakty pri zostavovaní práce stredoškolskej odbornej činnosti som čerpal nielen z dostupnej literatúry, či už z časopisov a kníh, z televízie, prostredníctvom rôznych dokumentárnych filmov o prírode, ale aj z Internetu. V úvode mojej práce som sa snažil zhrnúť základné poznatky o Slnku, jadro práce sa zaoberá vznikom, stavbou a základnými vlastnosťami Slnka.

1. SLNKO
Naše Slnko je hviezda, jedna z viac ako 100 miliárd hviezd v Mliečnej ceste. Nachádza sa v Ramene Orióna, teda v jednom z ramien Galaxie nazvanom podľa súhvezdia Orión do ktorého sa premieta na oblohe. Od jadra Galaxie je Slnko vzdialené 30 tisíc svetelných rokov (priemer celej Galaxie je asi 100 tisíc sv. rokov). Podobne ako planéty obiehajú okolo Slnka, aj Slnko obieha okolo jadra Galaxie a jedna otočka mu trvá 200 miliónov rokov. Slnko, rovnako ako všetky hviezdy, uvoľňuje žiarivú energiu vďaka jadrovej fúzii prebiehajúcej v jadre. Podľa charakteristických čiar v spektre sa hviezdy rozdeľujú na niekoľko spektrálnych typov. Slnko patrí medzi žlto-oranžové hviezdy spekrálneho typu G2V.

1.1 Povrchová teplota
Povrchová teplota Slnka je v priemere 6 000 stupňov Celzia, takmer dvojnásobok teploty acetylénového plameňa! Slnečné škvrny sú oblasti s relatívne nižšou teplotou, zatiaľ čo slnečné erupcie sú horúcejšie. Podľa nových dôkazov sa zdá, že slnečné vzplanutia sú horúcejšie ako sa donedávna predpokladalo. 1.2 Uhlová veľkosť pri pohľade z planét
Zdanlivá uhlová veľkosť Slnka, ako ho vidíme zo Zeme, je približne pol uhlového stupňa. To je asi toľko, ako zdanlivá veľkosť gumy na ceruzke, ktorú držíte vo vzdialenosti vystretej ruky od oka. Pretože planéty obiehajú okolo Slnka v rôznych vzdialenostiach, zdanlivá veľkosť Slnka je na ich oblohách značne odlišná od pozemskej.

Na obrázku vidíte vzájomné porovnanie uhlových rozmerov pri pohľade z jednotlivých planét.

1.3 Hmotnosť a hustota Slnka
Slnko je tak hmotné, že obsahuje 99,86 percent všetkej hmoty Slnečnej sústavy. „Hmotnosť slnka M = 1,989· 1030 kg, 300 000 krát viac ako zem.“(1)
Kvôli jeho rozmerom a hmotnosti sa v Slnku vyskytuje veľký rozsah hustôt.
Fotosféra, tak označujeme viditeľný povrch Slnka, je tvorená tak riedkymi plynmi, že na Zemi by sme to označili za vákuum. Hlboko v jadre je ale hmota podľa prepočtov viac ako 12 krát hustejšia ako olovo, aj keď je stále v plazmatickom stave. Fľaška naplnená plazmou z jadra by potom vážila viac ako vážiš ty tu na Zemi. Stredná hustota Slnka je veľmi blízka hustote uhlia, iba okolo 1,4 násobok hustoty vody. Zaujímavé je, že ľudia si v minulosti mysleli, že Slnko vyrába svoju energiu spaľovaním uhlia.

1.4 Veľkosť Slnka
V porovnaní s inými hviezdami je Slnko mierne nadpriemerná hviezda. Niektorý trpaslíci, ako napríklad Sírius B a Wolf 359, sú iba zlomkom veľkosti Slnka. Obrie hviezdy, ako Delta Orionis, môžu byť 10 až 50 krát väčšie. Nadobor Antares mám priemer 300 krát väčší ako naše Slnko a niektoré hviezdy sú ešte väčšie. V porovnaní so Zemou a ostatnými planétami, Slnko je obrovská, takmer dokonalá guľa. „POLOMER SLNKA RS = 6,94788459458e+8 (m)“(2)Pri takejto veľkosti by sme museli nastavať tesne jednu k druhej 109 Zemegúľ, aby sme dosiahli jeho šírku. Vlastne, do Slnka by sa vošlo milión Zemí a ešte by nám zostalo prázdne miesto. Trochu bližšími slovami, ak by ste mohli nejako riadiť auto na slnečnom povrchu rýchlosťou 88 km/h, trvalo by vám viac ako 5 1/2 roka, kým by ste jediný krát obišli rovník bez zastavenia.
Ale veľkosť Slnka nie je stála. Nedávne objavy ukázali, že slnečný priemer sa scvrkáva o meter každú hodinu. Ak táto aktivita pokračovala počas posledného storočia, Slnko ktoré môžeme vidieť teraz je takmer o 800 km v priemere menšie ako to, ktoré mohli vidieť naši starí rodičia. Podľa teórie by sťahovanie Slnka mohlo byť prejavom jednej z dlhodobých oscilácii, ktoré vyrovnávajú obrovský výdaj energie. (príl. č. 1)
Príloha č. 1
priebeh teploty, hustoty, tlaku - odvodené zo štandardného modelu [Turck-Chiéze et al. 1988], zloženie X = 0,7046, Y = 0,2757, Z = 0,0197.

hmotnosť [Mo] polomer [Ro] žiarivosť [Lo] teplota [106 [K] hustota [g· cm-3]

0,0000 0,000 0,0000 15,513 147,74
0,0001 0,010 0,0009 15,48 146,66
0,001 0,022 0,009 15,36 142.73
0,020 0,061 0,154 14,404 116,10
0,057 0,090 0,365 13,37 93,35
0,115 0,120 0,594 12,25 72,73
0,235 0,166 0,845 10,53 48,19
0,341 0,202 0,940 9,30 34,28
0,470 0,246 0,985 8,035 21,958
0,562 0,281 0,997 7,214 15,157
0,647 0,317 0,992 6,461 10,157
0,748 0,370 0,9996 5,531 5,566
0,854 0,453 1,000 4,426 2,259
0,951 0,611 1,000 2,981 0,4483
0,9809 0,7304 1,0000 2,035 0,1528
0,9964 0,862 1,0000 0,884 0,042
0,9999 0,965 1,0000 0,1818 0,00361
1,0000 1,0000 1,0000 0,005770 1,99· 10-7

2. Štruktúra Slnka
Jadro
Jadrové reakcie ktoré práve poháňajú celú Slnečnú sústavu, sa odohrávajú v centre Slnka. Vodíkové jadrá (protóny) sa spájajú a vytvárajú hélium pri teplote 14 000 000 stupňov Celzia. Zrnko piesku s takouto teplotou môže spáliť všetko naokolo do vzdialenosti niekoľkých km! Jadro zo 64% hélia je zahltené palivom z fúzujúcich vodíkových jadier (35%). Je tu tak horúco, že atómy sú úplne ionizované. Pod fantastickým tlakom je každú sekundu premenených 4 100 000 ton hmoty na energiu. V podobe prenikavých gama lúčov táto energia uniká k povrchu.

Oblasť žiarivej rovnováhy
Radiačná zóna je rozsiahla oblasť vysoko ionizovaného, veľmi hustého plynu, nepretržite bombardovaného gama lúčmi vznikajúcimi v jadre. Atómi sú do takej miery rozložené na jadrá a elektróny, že energia gama lúčov nemôže byť pohltená a prenesená vo forme prúdov hmoty smerom k povrchu. Miesto toho sú gama lúče neprestajne odrážané naokolo plynovými jadrami, opakovane absorbované a znovu vyžiarené v podobe menej energetických X-lúčov a UV lúčov. V dôsledku tohoto efektu môže trvať 10 miliónov rokov kým žiarenie prejde touto jednou zónou.

Konvektívna zóna
V konvektívnej zóne je plyn natoľko chladný a teplotný gradient je natoľko výrazný, že sa prúdenie hmoty prevláda nad žiarivou rovnováhou. Plyn je menej ionizovaný a tak dokáže pohltiť viac fotónov z radiačnej zóny. V masívnych konvektívnych stĺpoch plyny prenášajú energiu k fotosfére, viditeľnému povrchu Slnka. Vo fotosfére plyn odovzdáva energiu a nakoľko sa relatívne ochladí, klesá hlboko nižšie do konvektívnej zóny, aby sa proces mohol zopakovať.

Fotosféra
Fotosféra, možno iba 160 km hrubá vrstva, vytvára plynný, takmer nepriehľadný povrch Slnka. Povrch fotosféry zahriaty na 6 000 stupňov Celzia, vyžaruje takmer všetku energiu v ktorej sa kúpu planéty. Je posiaty ohnivými búrkami s rozmermi hurikánov. Tieto bublajúce granuly prinášajú energiu z konvektívnej zóny a vyžarujú ju v podobe viditeľného svetla a tepla. Fotosféra, ako všetky časti Slnka okrem jadra, je tvorená zo 75% vodíka, 24% hélia a iba 1% všetkých ostatných prvkov nachádzajúcich sa vo vesmíre.

Chromosféra
Chromosféra je polopriehľadná vrstva plynov pozorovateľná iba pri použití špeciálneho filtra alebo počas slnečného zatmenia. Pri svojej hrúbke medzi 9 600 a 16 000 km je relatívne tenká vrstva chromosféry základňou pre herkulovské ohňostroje v podobe slnečných protuberancii a erupcii.

Pretože plyny tvoriace chromosféru sú veľmi riedke (na zemi by sme ich označili za úplné vákuum), nemôžeme určiť stálu štruktúru ani ostré rozhrania medzi jednotlivými vrstvami. Dlhé prsty plynu nazývané spikule dočahujú korónu v intrigánskych sieťach.

Koróna
Koróna je vonkajšia atmosféra Slnka a je ešte viac blízka vákuu ako chromosféra. Stotisíc krát menej jasná ako fotosféra koróna naozaj nie je sférická. Namiesto toho mení tvar s výtriskmi plynu zasahujúcimi až do vzdialenosti 10 slnečných polomerov. Slabé plyny ktorými je tvorená, viditeľné iba pomocou koronografu, alebo počas úplného slnečného zatmenia, sa tvarujú pozdĺž siločiar slnečného magnetického poľa. V polárnych oblastiach Slnka tak vznikajú koronálne diery, cez ktoré uniká rýchly slnečný vietor.

Ohrievanie koróny
Zo 14 miliónov stupňov Celzia v slnečnom jadre postupne klesá teplota na 6 tisíc stupňov Celzia vo fotosfére. V súlade s druhým zákonom termodynamickým, podľa ktorého teplo nemôže byť vedené z chladnejšieho miesta na teplejšie, mala by teplota Slnka klesať aj ďalej za fotosférou. Ale vo vonkajších vrstvách Slnka sa vyskytuje záhada. Na prvý pohľad v rozpore s druhým zákonom termodynamickým je chromosféra horúcejšia ako fotosféra a koróna je ešte horúcejšia ako chromosféra. Ako sa ohrievajú tieto vrchné vrstvy je zatiaľ záhada pre astronómov a fyzikov. Možným vysvetlením je prenos energie dynamickými magnetickými poľami alebo akustickými vlnami. V čase keď toto čítaš, záhada môže byť už vyriešená. Ba čo viac, práve ty môžeš byť objaviteľom, ktorý nájde riešenie.

Granulácia
Granuly sú masívne bunky horúcich plynov rozosiate po celom povrchu fotosféry okrem škvŕn. Každá granula, takmer dvojnásobne väčšia ako pozemský hurikán, pomáha prenášať energiu z konvektívnej zóny von do priestoru. Tieto obrie bubliny nie sú stabilné, každá existuje iba osem až desať minút. Po tomto čase plyny tvoriace granuly ochladnú a začnú klesať rýchlosťou okolo 500 m/s nadol do hĺbky približne 26 km.

Slnečné erupcie
Slnečné erupcie môžeme pozorovať ako fantastické záblesky svetla na povrchu Slnka, trvajúce od niekoľkých minút po mnoho hodín. Podobne ako protuberancie, sú zviazané s aktivitou slnečných škvŕn a veľmi silným magnetickým poľom. Erupcia desať krát jasnejšia ako normálny slnečný povrch môže uvolniť energiu rovnú viac ako miliarde vodíkových bômb! Naviac, chrlia značné množstvo jadrových častíc do priestoru rýchlosťami ďaleko presahujúcimi rýchlosť slnečného vetra. Tieto častice vytvárajú farebné žiary nad zemskými polárnymi oblasťami. Počas pomerne silnej erupcie, rádiové a iné elekrické prenosy môžu byť narušené. Erupcia z 2.

až 7. augusta 1972 spôsobila vyradenie ističov, explóziu 230 000 voltového transformátora a poškodila filtre diaľkových telefónnych spojení. Táto erupcia bola tak silná, že ak by v tom čase boli vo vesmíre astronauti, radiácia ich mohla zabiť. Našťastie tak silné erupcie sa vyskytujú veľmi zriedkavo.

Protuberancie
Medzi najviac úctou a bázňou napĺňajúce pohľady, aké si vieme predstaviť patria slnečné protuberancie, masívne výtrysky plazmy odvrhované zo slnečného povrchu. Ako výsledok silných magnetických polí v blízkosti slnečných škvŕn sú častým úkazom na slnečnom disku. V dôsledku zložitosti sprievodných magnetických polí sa môžu vyvinúť do podoby stĺpov, oblúkov, alebo dokonca úplných slučiek! Pokojné protuberancie sú relatívne nevýrazné a môžu byť na disku Slnka počas týždňov, bez toho aby upútali našu pozornosť. Eruptívne protuberancie sú omnoho prudšie. Eruptívne protuberancie môžu vytrysknúť zo Slnka rýchlosťami väčšími ako 1 600 000 km/h a v priebehu hodín zaniknúť. Najväčšia zaznamenaná erupcia sa odohrala 4. júna 1946. V priebehu pol hodiny sa natiahla v priestore na viac ako 400 000 km! Potom letela vesmírom rýchlosťou takmer 750 000 km/h a vzdialila sa na vzdialenosť 1,5 milióna km od Slnka. To je vyše štvornásobok vzdialenosti medzi Zemou a Mesiacom. Protuberancia bola dovtedy v pokojnom stave celé mesiace. Potom odrazu jej energetický výdaj skončil za menej ako tri hodiny.

Spikule
Vo vrchnej chromosfére plamene plynu stúpajú a klesajú, pričom zasahujú až do koróny. Tieto spikule môžu existovať až 10 minút, dosahujúc rýchlosti do 20 kilometrov za sekundu (takmer dvojnásobok únikovej rýchlosti zo Zeme). Prúdiac nahor do výšky až 16 000 km, spikule nevybuchujú náhodne. Skôr sa zoraďujú do sietí, mohutných supergranulovaných buniek s plazmou stúpajúcou uprostred a klesajúcou na vonkajších okrajoch.

Slnečné škvrny
Poskytujúc dôkaz o rotácii Slnka boli prvýkrát spozorované do roku 300 pred n. l. Vhodne pomenované, sú relatívne chladné a tmavé, značkujú slnečný povrch a vykazujú pravidelné otáčanie. Pri teplote 4 500 stupňov Celzia tieto fotosférické poruchy žiaria jasnejšie a horúcejšie ako acetylénový plameň. Horúcejšia penumbra obopína stredovú a tmavšiu umbru. Slnečné škvrny sú oblasti s intenzívnym magnetickým polom a často sa zoskupujú. Niektoré z týchto skupín sú magnetické bipóly s jasne oddeleným severným a južným pólom.

Počet slnečných škvŕn sa pravidelne mení v jedenásť ročnom cykle, s najbližším maximom v roku 2000. Polarita skupín slnečných škvŕn sa obracia každých jedenásť rokov, preto slneční fyzici hovoria o 11 ročnom slnečnom cykle.

Predpokladáme, že diferenciálna rotácia Slnka sa výrazne podiela na zoskupovaní škvŕn. Najprijímanejšia teória vzniku slnečných škvŕn zahŕňa magnetické polia Slnka. Keď začne slnečný cyklus (obr. 1), magnetické siločiary prechádzajú od severného pólu k južnému. Ale rôzne heliografické šírky Slnka sa otáčajú rôznou rýchlosťou (tzv. diferenciálna rotácia). Nakoľko sa otáča rýchlejšie ako póly, začínajú sa siločiary naťahovať. Po mnohých otáčkach (obr. 2) sú siločiary výrazne pokrútené a na rovníku ďaleko predbiehajú tie na póle. Magnetické siločiary sú po mnohých otáčkach natoľko pokrútené (obr. 3), že sa nakoniec pretrhnú. Tie ktoré prechádzajú cez fotosféru vytvoria skupiny slnečných škvŕn. Niekedy je toto rozloženie slnečných magnetických polí tak veľké, že môžu vznikať neobvykle veľké, alebo dlho existujúce škvrny. V apríli 1947 sa vyvinula najväčšia zaznamenaná škvrna a bola taká veľká, že by pojala 100 Zemí. Pokým väčšina škvŕn zmizne v priebehu niekoľkých týždňov, jedna bola v rokoch 1840-1841 pozorovaná a študovaná plných 18 mesiacov.

Diferenciálna rotácia
S rovníkom skloneným k ekliptike o približne 7 stupňov, Slnko rotuje okolo svojej osi tak, ako všetky ostatné väčšie telesá Slnečnej sústavy. Ale, ako sme mohli vidieť, Slnko je prudká guľa nesmierne horúcich plynov, tak horúcich, že nič tuhé tu nemôže existovať. Kvôli plynnej konzistencii môžu voľne rotovať rôzne časti Slnka rôznymi rýchlosťami. A aj to robia! Rovníkové oblasti Slnka sa otáčajú raz za 25 dní, rýchlosťou 7 250 km/h. Polárne oblasti však rotujú pomalšie, rýchlosťou jednej otáčky za 34 dní. Tento rozdiel v otáčaní vytvára atmosférické šmýkanie, alebo podsúvanie, o ktorom sa predpokladá, že sa podiela na vzniku slnečných škvŕn.

Slnečný vietor
Za hranice slnečnej atmosféry prúdi trvalý tok atómových častích rýchlosťami až tri milióny km/h. Tento trvale unikajúci prúd špiráluje v magnetickom poli Slnka, pokým nieje zachytený Zemou, nazývame slnečným vetrom. Aj vďaka nemu zažívame zviazanosť so Slnkom. Slnečným vetrom Slnko vydáva každú hodinu 3 000 ton hmoty do vesmíru! Iba nedávno sme začali oceňovať jeho účinky.

Život Slnka
Oblak
Pred viac ako piatimi miliardami rokov, oblak s ktorého sa zrodí naše Slnko existoval v tmavom tichu priestoru, ako už miliardy rokov predtým.

Oblak bol gigantický, viac ako 480 miliárd kilometrov v priemere, tak veľký, že svetlo potrebovalo 50 rokov kým preletelo z jedného konca na druhý. Oblak nebol veľmi hustý, obsahoval menej ako sto atómov v každom kubickom centimetri priestoru. (Vzduch na úrovni morskej hladiny obsahuje cez 30 miliárd miliárd častíc v rovnakom objeme).
Napriek jeho nízkej hustote, oblak bol hmotný, tak hmotný, že vyvážil hmotu mnohých Slncí. A oblak bol studený. Chladený medzihviezdnym priestorom, jeho teplota bola -230° Celzia, tak chladný, že takmer vôbec nevyžaroval. Tlak žiarenia bol tak nízky, že oblak bol vo veľmi krehkej rovnováhe, mohol sa buď rozplynúť, alebo zmrštiť. Znenazdania, vzruch zvonka spôsobil narušenie rovnováhy. A odvtedy, svojou vlastnou gravitáciou, sa oblak začal zmršťovať. Globuly
O tisíce rokov neskôr sa v obrovskom kolabujúcom oblaku vytvorili náhodné zhustenia hmoty nazvané globuly. Ich teplota sa zvýšilila, ale iba na stále studených -205° Celzia. Ešte stále nevyžarovali viditeľné svetlo a objavili sa iba ako veľmi tmavé zhusteniny na svetlejšom pozadí plynu a hviezd. Naša predslnečná globula bola stredne veľká. Stále však mala šírku viac ako 100 slnečných sústav! Globula sa naďalej zmršťovala. Skôr ako postúpime k ďalšiemu kroku, musíme zväčšiť naše zobrazovacie pole...
Teraz (náš náhľad je silne zväčšený) globula obsahuje hmotu asi 25 sĺnk. Ale pretože je rozložená v tak veľkej oblasti, jej hustota je stále tak nízka, že by sme ju na Zemi označili ako vákuum. Vlastná gravitácia však trvale priťahovala hmotu do seba a miliardy a miliardy ton prachu a plynu pokračovali v zhlukovaní zo všetkých smerov smerom k stredu globuly. Tak teplota globuly stále stúpala. Čoskoro sa ohriala natoľko, že silno vyžarovala v infračervenom pásme...

Protohviezda
V priebehu 100 000 rokov sa globula zmrštila do milióntiny jej pôvodného objemu, stále však mala dvojnásobnú veľkosť ako slnečná sústava. Jej jadro, zahriate zmŕšťovaním jej hmoty, vyžarovalo teraz dostatočné množstvo energie aby spomalilo kolaps. Jej jadro bolo stabilné a dobre ohraničené, už to nemôžeme dlhšie nazývať globula. Teraz to už bola protohviezda. Aj protohviezda sa naďalej zmrštovala. Kým budeme môcť pokračovať, musíme opäť zväčšiť naše políčko. Musíme si zapamätať, že malý bod vpravo predstavuje našu protohviezdu, ktorá je stále dvakrát väčšia ako naša slnečná sústava...
Teraz už postupuje vývoj protohviezdy relatívne rýchlo. V priebehu niekoľkých tisícov rokov skolabovala do priemeru menšieho ako dráha Marsu. Jej stredová teplota prevýšila 56 000° Celzia, pri ktorej sa oddeľujú elektróny od jadier atómov.

S tak veľkým povrchom žiariacim pri teplote 1 650° Celzia vydávala protohviezda oveľa viac svetla ako Slnko. Ale červené svetlo vyžarované jej povrchom nepochádzalo z nukleárnej fúzie, ale iba z gravitačného zmršťovania, takže to zatiaľ nebola pravá hviezda. Aby sa mohol odohrať hviezdny zrod nášho Slnka, musela sa zmrštiť ešte oveľa viac. Ešte naposledy musíme zväčšiť naše políčko, aby sme videli záverečné štádium kolabujúcej protohviezdy.

Slnko
Nakoniec sa protohviezda zmrštila natoľko, že bola menšia ako zemská orbita, potom menšia ako orbita Venuše a Merkúra a potom ešte viac, až to viac nebola protohviezda. Niekde v týchto záverečných štádiách zmršťovania teplota v jadre vzrástla na mnoho miliónov stupňov, dostatočne na to aby sa začali vodíkové jadrá spájať na hélium. A tak sa zrodila hviezda, naše Slnko sa zrodilo. Keď jadrové reakcie začali vytvárať veľké množstvá energie bolo Slnko nestabilnou hviezdou, menilo teplotu a svietivosť vplyvom vznikajúcich masívnych a prudkých konvektívnych prúdov v plyne. Štruktúra Slnka sa ustálila v priebehu 25 až 30 miliónov rokov do podoby v ktorej svieti nejakých päť miliárd rokov dodnes. Odkedy sa stabilizovalo...
Slnko mierne zväčšuje svoju veľkosť a výkon. Ale tieto zmeny boli extrémne mierne a budú pokračovať aj v budúcnosti. (Pozri sekciu Vstavaný bezpečnostný mechanizmus v sekcii Jadrový cyklus) Slnko má k dispozícii dostatok jadrového paliva v podobe vodíka, aby svietilo rovnomerne ešte ďalších päť miliárd rokov. Znamená to, že práve na Zemi prežívame stredný vek Slnka. Ale po desiatich miliardách rokov stability sa v Slnku začnú prudké a nezastaviteľné procesy, ktoré ohlásia nástup pokročilého veku a prípadnej smrti hviezdy. Nazrime preto päť miliárd rokov do budúcnosti. Kým sa pozrieme dopredu, zapamätajte si, že malá žltá bodka napravo reprezentuje súčasné rozmery Slnka.

Červený obor
O päť miliárd rokov sa všetok vodík v jadre Slnka premení na hélium a jadrová fúzia sa zastaví! Bez tepla z jadrovej fúzie začne jadro vlastnou váhou kolabovať. Ale čoskoro sa začne opäť premieňať gravitačná energia kolapsu na teplo, v skutočnosti viac tepla ako sa uvolnilo pri fúzii! Teplo naviac spôsobí, že vonkajšie obálky sa začnú dramaticky vzdúvať ohlasujúc koniec dlhej stability Slnka. Slnko sa stalo červeným gigantom.
Rozpínanie bude pokračovať niekoľko stoviek miliónov rokov, počas ktorých Slnko zhltne planétu Merkúr. Zatiaľ čo jeho povrch ochladne, Slnko sa natoľko zväčší, že bude vydávať 500 krát viac svetla ako počas štádia stabilnej hviezdy. Venuša a Zem sa upečú.

A pravdepodobne všetok zostávajúci život na našej planéte bude zničený. Medzitým v jadre Slnka presiahne teplota 85 miliónov stupňov Celzia a začnú prebiehať nukleárne procesy približujúce prudkú smrť...
Teraz bude jadro dostatočne horúce, aby začalo reakciu, ktorá dáva ešte viac tepla, začne sa premieňať hélium na uhlík a kyslík. Ale na hélium bohaté jadro nedokáže odovzdávať teplo dostatočne rýchlo. V priebehu iba niekoľkých hodín sa prehreje a vybuchne. Vonkajšie obálky Slnka absorbujú výbuch, ale jadro zriedené explóziou opäť zníži svoju teplotu. Jadro bude príliš chladné na fúziu a nedokáže odolávať tlaku hmoty nad sebou. Opätovne sa zmrští. Slnko môže zopakovať tento cyklus mnoho krát. Sťah a nafúknutie, sťah a nafúknutie...
Nakoniec sa v jadre nahromadí dostatok uhlíka aby zabránil explózii. Teraz héliová fúzia pokračuje v zahrievaní vonkajších vrstiev a Slnko sa nafúkne posledný krát. Toto nafúknutie bude také veľké, že Slnko za 30 miliónov rokov zhltne Venušu a Zem. Potom budú vonkajšie obálky pokračovať v rozpínaní do priestoru, nakoniec tak rýchlo, že uniknú preč od Slnka. Až takmer polovica slnečnej hmoty bude odvrhnutá a nechá iba obnažené jadro. Teraz už veľmi blízko jeho koncu sa jadro scvrkne a pokračuje v premieňaní hélia!...

Biely trpaslík
Naša hviezda s vonkajšími obálkami uniknutými do priestoru nakoniec strávi všetké hélium v jeho jadre. Teraz bez paliva a neschopné vytvárať žiarenie, ktoré by podopieralo jeho vrchné oblasti, Slnko prehrá jeho dlhý boj proti gravitácii. Všetká zostávajúca hmota zkolabuje do malého telesa s veľkosťou Zeme. Tak sa zo Slnka stane biely trpaslík, teleso tak husté, že čajová lyžička jeho hmoty by vážila vyše tony. Bez paliva na obnovenie jadrovej fúzie biely trpaslík ešte stále svieti, vyžaruje energiu z jeho kolapsu. Ale nakoniec sa aj táto energia minie a biely trpaslík začne chladnúť, začne hasnúť ako umierajúca svätojánska muška...

Čierny trpaslík
Ako budú posledné zvyšky Slnka chladnúť, bude vyžarovať žlté svetlo, potom červené svetlo, a potom vôbec žiadne svetlo. Jeho atómy budú natlačené tak tesne, ako je to len fyzikálne možné a už nebude možné ďalšie zmršťovanie. Bez ďalšej dostupnej energie (ani len gravitačnej energie), bude chladnúť ako veľká vyhorená pahreba veľkosti Zeme. Nakoniec ochladne na rovnakú teplotu ako vesmír naokolo a nebude vyžarovať nič. Na uhlík bohatý čierny trpaslík bude plávať vesmírom. Nebude javiť žiadne náznaky o jeho búrlivých začiatkoch, ani o jeho dlhom strednom veku, ani o jeho predsmrtných kŕčoch.

Môže na jeho vesmírnych vandrovkách stretnúť iný veľký oblak plynu.

Zhrnutie

Vyššie vidíte hlavné štádiá životného cyklu Slnka.

Záver

Vesmír je doslova posiaty hviezdami, ktoré sú tak ďaleko, že sa javia iba ako svetelné body. Aj Slnko je jedna z nich, no je k nám zo všetkých hviezd najbližšie.
Vnútri slnka dochádza k jadrovým reakciám, pri ktorých sa uvoľňuje veľké množstvo energie vo forme tepla a svetla, čo umožňuje existenciu života na Zemi. Takmer všetka energia pochádza pôvodne zo Slnka. Napríklad z uhlia, ropy a zo zemného plynu, vytvorených pred miliónmi rokov zo zvyškov rastlín a živočíchov, sa uvoľňuje pri spaľovaní slnečná energia, vďaka ktorej sa tieto organizmy mohli vyvíjať a žiť.

Nový příspěvek



Ochrana proti spamu. Kolik je 2x4?