Array ( [0] => 15480535 [id] => 15480535 [1] => cswiki [site] => cswiki [2] => Slunce [uri] => Slunce [3] => [img] => [4] => [day_avg] => [5] => [day_diff] => [6] => [day_last] => [7] => [day_prev_last] => [8] => [oai] => [9] => [is_good] => [10] => [object_type] => [11] => 0 [has_content] => 0 [12] => [oai_cs_optimisticky] => ) Array ( [0] => {{různé významy}} [1] => {{Infobox - hvězda | název = Slunce [[File:Sun symbol (bold).svg|24px|☉]]}} [2] => '''Slunce''' je [[hvězda]] ve středu [[Sluneční soustava|Sluneční soustavy]]. Od [[Země]] je vzdálena 1 [[Astronomická jednotka|au]] (asi 150 milionů km), jde tedy o hvězdu nejbližší Zemi. Obíhá okolo středu [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]] ve vzdálenosti od 25–28 tisíc [[světelný rok|světelných let]]. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Hmotnost Slunce je asi 330 000krát větší než hmotnost Země{{Citace elektronické monografie [3] => | příjmení = Brandos [4] => | jméno = Otakar [5] => | titul = Slunce, naše nejbližší hvězda [6] => | url = http://www.treking.cz/astronomie/slunce.htm [7] => | datum vydání = [8] => | datum aktualizace = [9] => | datum přístupu = 2008-06-27 [10] => | vydavatel = treking.eu [11] => }} a představuje 99,8 % hmotnosti [[Sluneční soustava|sluneční soustavy]], ale jen asi 2 % jejího [[moment hybnosti|momentu hybnosti]]. [12] => [13] => Slunce je koule žhavého [[plazma]]tu, každou sekundu se v jádře Slunce přemění asi 600 milionů tun vodíku na helium a při tomto procesu se přemění 4 miliony tun [[E = mc²|hmoty na energii]]. Jeho výkon činí zhruba 4×1026 [[watt|W]], z čehož na Zemi dopadá asi 0,45 miliardtiny. [[Tok energie]] ze Slunce na Zemi, neboli [[Sluneční konstanta]] činí asi 1,4 kW m−2. Jedná se o hvězdu [[hlavní posloupnost]]i, spektrální třídy G2V, [[žlutý trpaslík]].[[Třída svítivosti]] V je [[hlavní posloupnost]].{{Substovaný infobox}} [14] => {| class="infobox" id="toc" border=0 cellspacing=0 cellpadding=0 align=right style="margin: 0 0em 0 1em;" width=260 [15] => |- [16] => ! bgcolor="#FFFFC0" colspan="2" align="center" | '''Pozorování''' [17] => |-valign=top [18] => | Střední vzdálenost od
Země [19] => | 149,6×106 [[kilometr|km]]
(8,31 [[světelný rok|světelné minuty]]) [20] => |-valign=topk [21] => | [[Hvězdná velikost]] (''V'') [22] => | −26,74m [23] => |-valign=top [24] => | [[Absolutní hvězdná velikost]] [25] => | 4,8m [26] => |- [27] => ! bgcolor="#FFFFC0" colspan="2" align="center" | '''Elementy dráhy''' [28] => |-valign=top [29] => | Střední vzdálenost od středu
[[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]] [30] => | 2,5×1017 km
(26 093,335 světelných let) [31] => |-valign=top [32] => | Galaktická [[perioda (fyzika)|perioda]] ([[Doba oběhu|oběžná doba]]) [33] => | 2,26×108 [[juliánský rok|a]] [34] => |-valign=top [35] => | Orbitální rychlost [36] => | 217 km/[[sekunda|s]] [37] => |- [38] => ! bgcolor="#FFFFC0" colspan="2" align="center" | '''Fyzikální charakteristiky''' [39] => |-valign=top [40] => | [[Průměr (geometrie)|Průměr]] [41] => | 1 392 020 km{{sk}} [http://slovak.ruvr.ru/2012_05_25/75904541/ Japonskí vedci odmerali diameter Slnka] {{Wayback|url=http://slovak.ruvr.ru/2012_05_25/75904541/ |date=20160304232510 }}
(109 [[Země|Zemí]]) [42] => |-valign=top [43] => | [[Zploštění]] [44] => | 9×10−6 [45] => |-valign=top [46] => | [[Povrch]] [47] => | 6,09×1012 [[kilometr čtvereční|km²]]
(11 900 Zemí) [48] => |-valign=top [49] => | Objem [50] => | 1,41×1018 [[kilometr krychlový|km³]]
(1 300 000 Zemí) [51] => |-valign=top [52] => | Hmotnost [53] => | 1,9891×1030 [[kilogram|kg]]
[54] => (332 950 Zemí) [55] => |-valign=top [56] => | Hustota [57] => | 1,408 g/cm³ [58] => |-valign=top [59] => | [[Gravitace]] na povrchu [60] => | 273,95 [[zrychlení|m/s2]]
[61] => (27,9 [[G]]) [62] => |-valign=top [63] => | [[Úniková rychlost]]
na povrchu [64] => | 617,54 km/s [65] => |-valign=top [66] => | Povrchová [[teplota]] [67] => | 5 780 [[kelvin|K]] [68] => |-valign=top [69] => | Teplota [[koróna|koróny]] [70] => | 5 [[Mega|MK]] [71] => |-valign=top [72] => | Teplota jádra [73] => | 15,7 MK [74] => |-valign=top [75] => | [[Zářivý výkon]] (''L☉'') [76] => | 3,827×1026 [[watt|W]] [77] => |-valign=top [78] => | [[Intenzita záření]] (''I☉'') [79] => | 2,009×107 W sr−1 [80] => |- [81] => ! bgcolor="#FFFFC0" colspan="2" align="center" | '''Charakteristiky [[Otáčení|rotace]]''' [82] => |-valign=top [83] => | [[Sklon rotační osy|Sklon]] [84] => | 7,25°
(k [[ekliptika|ekliptice]])
67.23°
(k rovině Mléčné dráhy) [85] => |-valign=top [86] => | [[Rektascenze]]
severního pólu [87] => | 286,13°
(19 h 4 min 31,2 s) [88] => |-valign=top [89] => | [[Deklinace]] [90] => | +23° 26' 21'' až [91] => −23° 26' 21'' [92] => |-valign=top [93] => | Perioda rotace
na rovníku [94] => | 25,3800 dní
(25 d 9 h 7 min 12,8 s) [95] => |-valign=top [96] => | Rychlost rotace
na rovníku [97] => | 7 174 km/h [98] => |- [99] => ! bgcolor="#FFFFC0" colspan="2" align="center" | '''Složení fotosféry''' [100] => |-valign=top [101] => | [[Vodík]] [102] => | 73,46 % [103] => |-valign=top [104] => | [[Helium|Hélium]] [105] => | 24,85 % [106] => |-valign=top [107] => | [[Kyslík]] [108] => | 0,77 % [109] => |-valign=top [110] => | [[Uhlík]] [111] => | 0,29 % [112] => |-valign=top [113] => | [[Železo]] [114] => | 0,16 % [115] => |-valign=top [116] => | [[Neon]] [117] => | 0,12 % [118] => |-valign=top [119] => | [[Dusík]] [120] => | 0,09 % [121] => |-valign=top [122] => | [[Křemík]] [123] => | 0,07 % [124] => |-valign=top [125] => | [[Hořčík]] [126] => | 0,05 % [127] => |-valign=top [128] => | [[Síra]] [129] => | 0,04 % [130] => |} [131] => [132] => Slunce je staré přibližně 4,6 miliard let,{{Citace elektronické monografie [133] => | příjmení = [134] => | jméno = [135] => | odkaz na autora = [136] => | titul = Aldebaran.cz – Slunce [137] => | url = http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html [138] => | datum vydání = [139] => | datum aktualizace = [140] => | datum přístupu = 2008-06-28 [141] => | vydavatel = Aldebaran.cz [142] => | místo = [143] => | jazyk = [144] => }} což je řadí mezi hvězdy středního věku. Bude svítit ještě asi 5 až 7 miliard let. [[Teplota]] na povrchu Slunce činí asi 5 800 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 1 400 000 km, což činí asi 109 průměrů Země. Jeho objem je tedy přibližně 1,3 milionkrát větší než objem Země. Hustota Slunce činí průměrně 1 400 kg m−3.{{Citace monografie [145] => | příjmení = Čeman [146] => | jméno = Róbert [147] => | odkaz na autora = Róbert Čeman [148] => | titul = Vesmír 1, Sluneční soustava [149] => | vydání = 1 [150] => | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava [151] => | místo = Bratislava [152] => | rok = 2002 [153] => | strany = 91 [154] => | isbn = 80-8067-072-2 [155] => }} 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 +4,83, relativní pak −26,74. Jde tak o nejjasnější těleso na obloze. [[Astronomie|Astronomický]] symbol pro Slunce je kruh s bodem uprostřed, v [[Unicode]] ☉ (U+2609 SUN). [156] => [157] => == Význam == [158] => Slunce je hvězda nejbližší k Zemi, jejíž povrch zásobuje [[Sluneční energie|teplem]] a [[Sluneční světlo|světlem]]. Světlo dorazí k Zemi přibližně za 8 minut{{Citace elektronické monografie [159] => | příjmení = Dempir [160] => | jméno = David [161] => | odkaz na autora = [162] => | titul = Dotaz číslo 749: Za jak dlouho dorazí světlo ze Slunce na Zemi? [163] => | url = http://fyzweb.cz/odpovedna/index.php?limit_od=745&hledat= [164] => | datum vydání = [165] => | datum aktualizace = [166] => | datum přístupu = 2008-10-24 [167] => | vydavatel = fyzweb.cz [168] => | místo = [169] => | jazyk = [170] => }} (přičemž z druhé nejbližší hvězdy [[Proxima Centauri]] dosáhne [[rychlost světla|světlo]] Zemi za 4,22 roku). Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem se pohybuje v rozmezí 147 097 000 km ([[perihélium]]) až do 152 099 000 km ([[afélium]]). 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. [171] => [172] => 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]] [[Rostliny|rostlin]] a umožňuje živočichům [[Zrak|vidět]]. [173] => [174] => [[Atmosféra Země|Zemská atmosféra]] propouští jen část [[Elektromagnetické spektrum|spektra]] slunečního záření – všechny složky [[Světlo|viditelného spektra]], část [[ultrafialové světlo|ultrafialového]], [[infračervené světlo|infračerveného]] a radiového záření. [175] => [176] => Ultrafialové záření podněcuje tvorbu [[Kalciferol|vitaminu D]] vznikajícího v [[kůže|lidské kůži]].{{Citace elektronické monografie [177] => | příjmení = [178] => | jméno = [179] => | odkaz na autora = [180] => | titul = UV paprsky: riziko rakoviny proti riziku deficitu vitamínu D [181] => | url = http://www.zdrava-rodina.cz/med/med0201/med0225.html [182] => | datum vydání = [183] => | datum aktualizace = [184] => | datum přístupu = 2008-10-24 [185] => | vydavatel = [186] => | místo = [187] => | jazyk = [188] => | url archivu = https://web.archive.org/web/20090405023915/http://www.zdrava-rodina.cz/med/med0201/med0225.html [189] => | datum archivace = 2009-04-05 [190] => | nedostupné = ano [191] => }} Při dlouhodobějším působení ale může způsobovat i nepříznivé efekty v podobě [[mutace|mutací]] a vzniků nádorových onemocnění či [[slepota|slepoty]].{{Citace elektronické monografie [192] => | příjmení = [193] => | jméno = [194] => | odkaz na autora = [195] => | titul = Opalování může způsobit i slepotu [196] => | url = http://zdravi.idnes.cz/opalovani-muze-zpusobit-i-slepotu-dtp-/zdravi.asp?c=A080623_090133_zdravi_bad [197] => | datum vydání = [198] => | datum aktualizace = [199] => | datum přístupu = 2008-10-24 [200] => | vydavatel = Idnes.cz [201] => | místo = [202] => | jazyk = [203] => }} [204] => [205] => == Vývoj představ o Slunci == [206] => [[Soubor:La salle dAkhenaton (1356-1340 av J.C.) (Musée du Caire) (2076972086).jpg|náhled|upright|vlevo|Slunce je jedním z nejstarších náboženských motivů a předmětem uctívání]] [207] => [[Soubor:Sun symbol (planetary color).svg|right|frameless|upright=0.35|alt=☉|Astronomický symbol Slunce]] [208] => Slunce bylo ve starověku v mnoha kulturách uctíváno jako [[božstvo]]. V [[Starověké Řecko|antickém Řecku]] byl bohem Slunce [[Helios]], který cestoval každý den po obloze ve svém zlatém voze. Ve [[starověký Řím|starověkém Římě]] se nazýval ''Sol'' a ve starověkém Egyptě pak [[Re (bůh)|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]]. [209] => [210] => První písemné zmínky o pozorování Slunce pocházejí  období 2 000 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]].{{Citace elektronické monografie [211] => | příjmení = [212] => | jméno = [213] => | odkaz na autora = [214] => | titul = Historie pozorování Slunce [215] => | url = http://hvezdy.astro.cz/slunce/43/ [216] => | datum vydání = [217] => | datum aktualizace = [218] => | datum přístupu = 2008-06-27 [219] => | vydavatel = Astronomia [220] => | místo = [221] => | jazyk = [222] => }} [223] => [224] => [[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|Aristoteles]] ve svém modelu vesmíru umístil Slunce mezi oběžnou dráhu [[Měsíc]]e 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. Tato raná [[heliocentrismus|heliocentrická]] představa se příliš neuchytila a až do roku [[1507]] převažoval názor, že středem soustavy je Země. V roce [[1543]] publikoval svoje teze [[Mikuláš Koperník]] v knize ''[[De revolutionibus orbium coelestium]]'', kde se vyjádřil pro heliocentrickou soustavu. Konstrukce prvního [[dalekohled]]u značně rozšířila možnosti zkoumání Slunce, čehož využil [[Galileo Galilei]] a [[David Fabricius]] pro pozorování [[sluneční skvrna|slunečních skvrn]]. [225] => [[Soubor:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg|náhled|Sluneční skvrna]] [226] => 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. [227] => [228] => V roce [[1625]] jezuita [[Christopher Scheiner|Christoph Scheiner]] zjistil, že Slunce rotuje podobně jako Země okolo svojí [[rotační osa|rotační osy]]. 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|Newtonova gravitačního zákona]]. Díky nim se zjistilo, že Slunce je velmi hmotné a že všechna tělesa ve sluneční soustavě kolem něho obíhají. Velikost a vzdálenost od Země byly poprvé přesně změřeny v roce [[1672]] díky přesným měřením italského astronoma [[Giovanni Cassini|Giovanniho Cassiniho]] a [[John Flamsteed|Johna Flamsteeda]]. V 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. [229] => [230] => Ve druhé polovině [[19. století|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 [[John Waterston|Johnem Waterstonem]] předpokládala, že vyzářená energie pochází z gravitační kontrakce Slunce. Další hypotéza vyslovená J. Mayerem tvrdila, že teplota Slunce je udržována dopady [[meteorit]]ů na jeho povrch. [231] => [232] => Důležitým mezníkem pro pochopení Slunce se stal objev [[spektrometrie]], díky němuž došlo k určení chemického složení Slunce. Postupně se začalo předpokládat, že hlavním energetickým zdrojem Slunce je [[jaderná reakce]], a tak se začaly vést 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 energetický zdroj Slunce. [233] => [234] => == Vlastnosti == [235] => [[Soubor:FraunhoferLinesDiagram.jpg|náhled|vlevo|Rozklad světla na spektrální barvy]] [236] => Slunce je jednoznačně největší těleso, které se nachází ve sluneční soustavě. Má přibližně 109krát větší průměr než Země a 1 300 000krát větší [[objem]]. Celkově obsahuje okolo 99,8 % hmoty sluneční soustavy. Funguje jako obrovská plazmová koule s průměrnou [[hustota|hustotou]] jen o málo větší, než je hustota [[voda|vody]]. Směrem ke středu hustota i teplota narůstá. [237] => [238] => 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]]{{Doplňte zdroj}}) a současně také není členem žádné [[hvězdokupa|hvězdokupy]]. [239] => [240] => === Barva === [241] => [[Soubor:Soleil (2).JPG|náhled|Barva ze Země se značně mění v průběhu dne a v závislosti na stavu atmosféry]] [242] => Slunce je hvězda spektrální třídy G2V, [[žlutý trpaslík]]. Vyzařuje v celém [[elektromagnetické spektrum|elektromagnetickém spektru]], má spojité spektrum s absorpčními [[Spektrální čára|spektrálními čárami]]. [[Teplota]] na povrchu Slunce je asi 5 800 K, proto má maximum vyzařování na [[vlnová délka|vlnové délce]] 501 nm, což je v (žluto)zelené části [[viditelné spektrum|viditelného spektra]] a lidé ho ze země vnímají jako žluté (směrem do modré části [[Elektromagnetické spektrum|spektra]] záření ubývá rychleji). Jeho skutečná barva je však bílá (nejlépe je tak vidět mimo zemskou atmosféru).http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html [243] => [244] => Když je nízko nad obzorem, je ze [[Země]] vidět jako oranžové nebo červené kvůli [[Rayleighův rozptyl|Rayleighovu rozptylu]] v atmosféře, který je nepřímo úměrný čtvrté mocnině [[Vlnová délka|vlnové délky]] (modré světlo má přibližně poloviční vlnovou délku než červené), a protože vykonalo dlouhou cestu nižší a hustší vrstvou [[atmosféra|atmosféry]]. Modrá barva oblohy je také způsobena [[Rayleighův rozptyl|Rayleighovým rozptylem]]. Při východu a západu se může Slunce zdát šišaté či velmi velké. Tvar je zkreslen [[Lom vlnění|atmosférickou refrakcí]], která má u obzoru hodnotu 0,5°, takže když se dotkne [[obzor]]u, ve skutečnosti je už pod obzorem. Rozdílná velikost je [[optický klam]]. [245] => [246] => [[Soubor:BLUE STEREO 3D Time for Space Wiggle.gif|náhled|vlevo|Prostorový snímek Slunce pořízený observatořemi [[STEREO (sondy)|STEREO]]. Slunce je téměř dokonalá koule s minimálním [[zploštění]]m na pólech]]. [247] => [248] => === Tvar Slunce === [249] => Slunce je téměř dokonalá koule,{{Citace monografie [250] => | příjmení = Klezcek [251] => | jméno = Josip [252] => | odkaz na autora = Josip Kleczek [253] => | titul = Velká encyklopedie vesmíru [254] => | vydání = 1 [255] => | vydavatel = Academia [256] => | místo = Praha [257] => | rok = 2002 [258] => | strany = 455 [259] => | isbn = 80-200-0906-X [260] => }} se [[zploštění]]m přibližně pouhých 10 km polárního průměru vzhledem k rovníkovému průměru. Tento téměř ideální stav je dán částečně tím, že na povrchu v oblasti [[Zemský rovník|rovníku]] je odstředivý efekt sluneční rotace asi 18milionkrát slabší než gravitační přitažlivost. [261] => [262] => === Sluneční energie === [263] => {{Viz též|Sluneční energie}} [264] => 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 fúze|termonukleární reakce]] [[proton-protonový cyklus|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 4,5 miliónů tun za sekundu je přeměněn na energii v poměru 96 % elektromagnetického záření a 4 % elektronová neutrina. [265] => [266] => Veškeré 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 1 000 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 a energetické{{Fakt/dne|20150525000704}} rovnováze. [267] => [268] => 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, který byl předpovídán 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 [[Chlor|chlóru]] a [[gallium|galiu]] však mohou zachytit jen elektronová neutrina.{{Citace monografie [269] => | autor = Josip Klezcek [270] => | titul = Velká encyklopedie vesmíru [271] => | vydavatel = Academia, Praha [272] => | rok = 2002 [273] => | strany = 461 [274] => | isbn = 80-200-0906-X [275] => }} [276] => [277] => 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. [278] => [279] => == Složení Slunce == [280] => 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 helium 64 %. Spektrum současně ukazuje, že se ve Slunci nachází ve stopovém množství většina prvků, které jsou známé na Zemi. [[Metalicita]] Slunce, tedy poměr obsahu těžších a lehčích [[prvek (chemie)|prvků]], je 1,6 %. [281] => [282] =>
[283] => {| class="wikitable" [284] => |+Složení Slunce v procentech počtu atomů [285] => |- align="center" [286] => ! prvek [287] => | [[vodík]] || [[helium]] || [[kyslík]] || [[uhlík]] || [[dusík]] || [[neon]] || [[železo]] || [[křemík]] || [[hořčík]] || [[síra]] || ostatní [288] => |- align="center" [289] => ! podíl v % [290] => | 92,1 || 7,8 || 0,061 || 0,030 || 0,0084 || 0,0076 || 0,0037 || 0,0031 || 0,0024 || 0,0015 || 0,0015 [291] => |- [292] => |} [293] => [294] => V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba ¾ vodíku a ¼ hélia.
[295] => [296] => === Výzkum === [297] => 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 [[padák]]y a pouzdro se zřítilo. Velká část vzorků tak byla poškozena. [298] => [299] => == Struktura Slunce == [300] => [[Soubor:Il Sole (ita).jpg|náhled|Jednotlivé vrstvy Slunce]] [301] => Sluneční těleso spolu s atmosférou zvanou [[heliosféra]] se dělí na několik vrstev. [302] => [303] => === Jádro === [304] => {{Viz též|Jádro Slunce}} [305] => Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie. Jedná se o oblast, která sahá do vzdálenosti 175 000 km od středu. Teplota v jádru dosahuje 1,5×107 K a hustota plazmatu se zde pohybuje okolo 130 000 kg·m−3. [306] => [307] => ==== Termojaderná fúze ==== [308] => {{Viz též|Termojaderná fúze|Proton-protonový cyklus}} [309] => V tomto prostředí jsou již jednotlivé atomy ionizovány, tj. 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 700 000 000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. [[Hustota výkonu]] Slunce je pouhých 0,19 mW.kg−1. [310] => [311] => Postupně přes několik mezistupňů v tzv. [[proton-protonový cyklus|proton-protonovém cyklu]] dojde ke sloučení čtyř [[proton]]ů v jednu [[částice alfa|částici alfa]] – jádra helia, přičemž dva z protonů se přemění na [[neutron]]y. Řetězec těchto reakcí produkuje velké množství energie ve formě [[foton]]ů tvrdého [[Záření gama|gama záření]]. Při přeměně 1 gramu vodíku se kromě vzniklého helia současně uvolní 1012 J energie ve formě fotonů (ekvivalent 240 tun [[TNT]]). Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá podle různých odhadů od asi 17 tisíců{{Citace elektronické monografie [312] => | url = http://www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html [313] => | jméno = Phil [314] => | příjmení = Plait [315] => | vydavatel = Bad Astronomy [316] => | titul = Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core [317] => | rok = 1997 [318] => | datum přístupu = 2006-03-22 [319] => }} po 50 miliónů let.{{Citace monografie [320] => | příjmení = Lewis [321] => | jméno = Richard [322] => | rok = 1983 [323] => | titul = The Illustrated Encyclopedia of the Universe [324] => | url = https://archive.org/details/illustratedencyc00lewi [325] => | vydavatel = Harmony Books, New York [326] => | strany = [https://archive.org/details/illustratedencyc00lewi/page/65 65] [327] => }} 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. [328] => [329] => === Vrstva v zářivé rovnováze === [330] => {{Viz též|Vrstva v zářivé rovnováze}} [331] => Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km. 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 100 000 let. Teplota se zde pohybuje v rozmezí 7 až 2 000 000 K, hustota dosahuje 20 g/cm3 ve spodních vrstvách a 0,2 g/cm3 ve svrchních. [332] => [333] => === Tachoklina === [334] => 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 plazmatu a rotační rychlost. [335] => [336] => === Konvektivní zóna === [337] => Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km je nejsvrchnější vrstva Slunce, která se podobá [[hrnec|hrnci]] s vroucí vodou. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření málo účinný. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony pohlcovat a následně je neemitovat dále, čímž dochází k jejich absorpci. [338] => [339] => 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 [[proudění tepla|konvekce]]. Během konvekce se přenášené plazma rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možno v této zóně pozorovat jako [[granulace (astronomie)|granuly]] či supergranuly. Odhaduje se, že teplota v této vrstvě klesá od 2 000 000 K ve vnitřních vrstvách až na 6 000 K směrem k povrchu. [340] => [341] => === Fotosféra === [342] => {{Viz též|Fotosféra}} [343] => [[Fotosféra]] je viditelný povrch Slunce, pod kterým je Slunce pro viditelné světlo neprůhledné. Změna průhlednosti je způsobena nižší ionizací fotosféry (nižší koncentrací H− iontů).{{Cite journal |last=Abhyankar |first=K.D. |date=1977 |title=A Survey of the Solar Atmospheric Models |url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510 |journal=[[Bulletin of the Astronomical Society of India]] |volume=5 |pages=40–44 |bibcode=1977BASI....5...40A |access-date=12 July 2009 |archive-date=12 May 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200512151641/http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510 |url-status=live }} Průhlednost fotosféry je o něco nižší než průhlednost atmosféry Země. Z fotosféry je ve formě fotonů slunečního záření vyzařována do okolí energie uvolněná fúzními reakcemi v jádru Slunce. [344] => [345] => Fotosféra je pozorovatelná ze [[Země]] jako sluneční kotouč. Střední části slunečního kotouče jsou přitom jasnější než okraje, což je dáno tím, že na okrajích Slunce se při pozorování výrazněji projeví chladnější vrchní vrstvy fotosféry. Ve fotosféře je možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny, které dosahují velikosti od 200 do 1 800 km (tzv. [[granulace (astronomie)|granulace]]), které mají přibližně o 200 °C vyšší teplotu než okolní fotosféra.{{Citace monografie [346] => | příjmení = Čeman [347] => | jméno = Róbert [348] => | odkaz na autora = Róbert Čeman [349] => | titul = Vesmír 1, Sluneční soustava [350] => | vydání = 1 [351] => | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava [352] => | místo = Bratislava [353] => | rok = 2002 [354] => | strany = 96 [355] => | isbn = 80-8067-072-2 [356] => }} Nápadné jsou také ''[[sluneční skvrna|sluneční skvrny]]'' a [[protuberance]]. [357] => [358] => Hustota fotosféry se pohybuje okolo 1023 částic/m3 (či v jiném zápisu 3,5×10−7 do 4,5×10−8 g/cm3), což odpovídá 0,37 % počtu částic v zemské atmosféře na hladině moře. Teplota fotosféry se pohybuje kolem 5 800 K,, spektrum slunečního záření přibližně odpovídá vyzařování absolutně černého tělesa o teplotě 5777 K s [[absorpční čáry|absorpčními čarami]] způsobenými atomy tenkých vrstev nad fotosférou. Fotosféra je tak nejchladnější oblastí Slunce.{{Citace monografie [359] => | příjmení = Čeman [360] => | jméno = Róbert [361] => | odkaz na autora = Róbert Čeman [362] => | titul = Vesmír 1, Sluneční soustava [363] => | vydání = 1 [364] => | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava [365] => | místo = Bratislava [366] => | rok = 2002 [367] => | strany = 94 [368] => | isbn = 80-8067-072-2 [369] => }} [370] => [371] => Při zkoumání optického spektra fotosféry v 19. století byly nalezeny absorpční čáry, které neodpovídaly žádným chemickým prvkům tehdy známým na Zemi. V roce 1868 [[Norman Lockyer]] vyslovil předpoklad, že tyto absorpční linie jsou způsobeny neznámým prvkem, který nazval [[helium]] (podle řeckého boha Slunce [[Hélios|Hélia]]). O 25 let později bylo helium na Zemi izolováno.{{cite web |last=Parnel |first=C. |title=Discovery of Helium |url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html |publisher=University of St Andrews |access-date=22 March 2006 |archive-date=7 November 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043457/http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html |url-status=live }} [372] => [373] => === Chromosféra === [374] => {{Viz též|Chromosféra}} [375] => [[Chromosféra]] je vcelku tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300 000 K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3 000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6 000 K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu. Objevují se v ní chromosférické [[Sluneční erupce|erupce]]. Je to vrstva silně ionizovaného plazmatu, která se rozkládá od 12 000 do 15 000 km.{{Citace monografie [376] => | příjmení = Čeman [377] => | jméno = Róbert [378] => | odkaz na autora = Róbert Čeman [379] => | titul = Vesmír 1, Sluneční soustava [380] => | vydání = 1 [381] => | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava [382] => | místo = Bratislava [383] => | rok = 2002 [384] => | strany = 98 [385] => | isbn = 80-8067-072-2 [386] => }} 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 plazmatu se zde pohybuje okolo 10−15 g/cm3, což odpovídá přibližně hustotě částic 75 km nad povrchem Země. [387] => [388] => === Přechodová oblast === [389] => {{Viz též|Přechodová oblast}} [390] => 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 20 000 K (na hranici s chromosférou) až na teplotu 1 000 000 K (na hranici s korónou). Tato vrstva je pozorovatelná převážně přes ultrafialovou část spektra. [391] => [392] => === Koróna === [393] => {{Viz též|Koróna}} [394] => [395] => [[Koróna]] nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy, ale někdy je udáváno, že končí ve vzdálenosti 1 až 2 000 000 km. Teplota v koróně o tři řády přesahuje teplotu na povrchu Slunce, pohybuje se mezi 1 000 000 K až 6 000 000 K.[http://books.google.cz/books?id=W7FE5_aowEQC&printsec=frontcover&hl=cs#v=onepage&q&f=false Aschwanden, M. J. (2006). ''Physics of the Solar Corona: An Introduction With Problems And Solutions.'' New York: Springer.] Příčinou je zřejmě ohřev pomocí Alfénových vln.[http://www.aldebaran.cz/bulletin/2009_09_cor.php Kulhánek, P. (2009). Ohřev sluneční koróny. ''Aldebaran Bulletin, 7''(9).][http://www.nature.com/nature/journal/v475/n7357/full/nature10235.html McIntosh, S. W., De Pontieu, B., Carlsson, M., Hansteen, V., Boerner, P., & Goossens, M. (2011). Alfvénic waves with sufficient energy to power the quiet solar corona and fast solar wind. ''Nature, 475'' (7357). 477–480.] Koróna je velice řídká (hustota částic se pohybuje okolo 1011 částic/m3) a normálně neviditelná, neboť je přezářena spodnější fotosférou; pozorovatelná je pouze při [[zatmění Slunce měsícem|zatměních Slunce]] nebo pomocí [[koronograf]]u. Také v koróně se vyskytují [[Sluneční erupce|erupce]] a [[protuberance]]. [396] => [397] => == Magnetické pole Slunce == [398] => [[Soubor:Magnetic fieldlines on the surface of the sun (simulated image).jpg|náhled|vlevo|Modelace pohybu částic
v magnetickém poli Slunce]] [399] => [[Soubor:NASA - The Sun Reverses its Magnetic Poles.webm|náhled|NASA - Dynamika magnetického pole Slunce včetně změny polarity]] [400] => [[Soubor:Parker spiral.png|náhled|Parkerovy spirály v závislosti na rychlosti slunečního větru, vyznačeny jsou oběžné dráhy Země a Marsu]] [401] => Intenzita magnetického pole na povrchu Slunce je přibližně 10−4 [[Tesla (jednotka)|tesla]], lokálně však v místech slunečních skvrn dosahuje úrovně až 10−1 tesla. Většina útvarů na jeho povrchu ([[sluneční skvrna|sluneční skvrny]], [[protuberance]]) s tímto polem souvisí. Slunce je magneticky [[proměnná hvězda]], změny magnetického pole jsou mnohem dynamičtější než změny [[Magnetické pole Země|magnetického pole Země]], v rámci každého [[Sluneční cyklus|slunečního cyklu]] se změní orientace jeho pólů.{{Citace monografie [402] => | příjmení = Klezcek [403] => | jméno = Josip [404] => | odkaz na autora = Josip Kleczek [405] => | titul = Velká encyklopedie vesmíru [406] => | vydání = 1 [407] => | vydavatel = Academia [408] => | místo = Praha [409] => | rok = 2002 [410] => | strany = 456 [411] => | isbn = 80-200-0906-X [412] => }} [413] => [414] => Magnetické pole Slunce je zvláště v blízkosti povrchu velmi složité, velká část siločar se stáčí zpět k povrchu k regionům s opačnou polaritou. Silokřivky, které nejsou uzavřeny, jsou unášeny slunečním větrem do meziplanetárního prostoru a jsou vlivem rotace Slunce tvarovány do podoby tzv. Parkerových spirál, jejichž zakřivení závisí na rychlosti slunečního větru, která kolísá v rozsahu přibližně 300 až 2000 km/s. V meziplanetárním prostoru tak interagují silokřivky z různých částí povrchu Slunce, což má za následek, že tělesa obíhající kolem Slunce procházejí střídavě oblastmi s rozdílnými směry magnetického pole. [415] => [416] => Celkové magnetické pole vzniklo v původním magnetismu 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 magnetická pole. Jsou velmi proměnlivá a nejsilnější jsou v místech aktivních oblastí. Vznik tohoto magnetického pole stejně jako vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálních objektů není zatím zcela dostatečně vysvětlen. [417] => [418] => Magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu. [419] => [420] => == Sluneční aktivita == [421] => {{Viz též|Sluneční cyklus}} [422] => 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]].{{Citace monografie [423] => | příjmení = Čeman [424] => | jméno = Róbert [425] => | odkaz na autora = Róbert Čeman [426] => | titul = Vesmír 1, Sluneční soustava [427] => | vydání = 1 [428] => | vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava [429] => | místo = Bratislava [430] => | rok = 2002 [431] => | strany = 100 [432] => | isbn = 80-8067-072-2 [433] => }} 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 slunečního plazmatu. Od svého vzniku až do dneška tak Slunce do svého okolí vyvrhlo přibližně okolo 0,01 % svojí hmoty.{{Doplňte zdroj}} [434] => [435] => 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 čtvereční slunečního povrchu vyzařuje do okolního prostoru přibližně 62,86×106 W, celý povrch Slunce pak 3,826×1026 W. Na Zemi z tohoto množství dopadá přibližně 2×1017 W, ale asi polovička se odráží zpět o atmosféru, či se v ní rozptyluje. [436] => [437] => V blízkosti Země dosahuje sluneční vítr rychlosti od 300 do 800 km/s. Množství slunečního větru se zvyšuje s [[výron koronální hmoty|výronem koronální hmoty]] v důsledku sluneční erupce. Výron koronální hmoty má nepříznivý vliv na objekty v okolí Země jako jsou [[družice]] ale například i [[Kosmonaut|astronauti]]. Současně se projevují i na Zemi v podobě [[Geomagnetická bouře|geomagnetické bouře]]. Mezi jejich projevy patří občasné narušení navigačních systémů, výpadky rádiového spojení, či případně vyřazení elektrických rozvodů. Sluneční aktivita se mění v závislosti na slunečním cyklu, který má střední délku 11 [[rok|let]]. [438] => [439] => 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 stejná, jelikož jejich výskyt je spojen současně s 80ročním slunečním cyklem. Mezi další projevy patří protuberance, což jsou gigantické výrony plazmatu do sluneční atmosféry. [440] => [441] => Na hvězdu podobné velikosti a kategorie je nicméně Slunce podle některých studií relativně málo aktivní a klidné.http://www.osel.cz/11151-pekny-lenoch-nase-slunce-je-mnohem-mene-aktivni-nezli-podobne-hvezdy.html [442] => [443] => [[Soubor:Solar sys.jpg|náhled|vlevo|Sluneční soustava]] [444] => [445] => == Obíhající tělesa == [446] => {{Viz též|Sluneční soustava}} [447] => 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.{{Citace elektronické monografie [448] => | příjmení = Metelka [449] => | jméno = Ladislav [450] => | titul = Klimatologie na přelomu tisíciletí [451] => | url = http://praha.astro.cz/crp/0005a.phtml [452] => | vydavatel = Corona Pragensis [453] => | datum vydání = 2000 [454] => | datum přístupu = 2008-11-8 [455] => | url archivu = https://web.archive.org/web/20090210093229/http://praha.astro.cz/crp/0005a.phtml [456] => | nedostupné = ano [457] => | datum archivace = 2009-02-10 [458] => }} – neplatný odkaz ! [459] => Ostatní tělesa soustavy obíhají kolem tohoto těžiště v o mnoho řádů větších vzdálenostech, takže je korektní označit jejich oběh za oběh kolem Slunce. Těmito tělesy jsou především [[planeta|planety]], [[Trpasličí planeta|trpasličí planety]], [[planetka|planetky]], [[meteoroid]]y, [[kometa|komety]] a [[kosmický prach]]. [460] => [461] => 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. [462] => [463] => == Vznik a vývoj == [464] => {{Viz též|Vznik a vývoj sluneční soustavy}} [465] => [[Soubor:Solar Life Cycle cs.svg|frameless|upright=3]] [466] => [467] => Slunce [[Vznik a vývoj sluneční soustavy|vzniklo spolu se sluneční soustavou]] z [[hvězdná mlhovina|hvězdné mlhoviny]]. Materiál ve středu globule se díky gravitačním kontrakcím začal postupně zahušťovat. [[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. [468] => [469] => 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. Předpokládá se, že po vyčerpání zásob vodíku 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 milionů 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 dostane 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]]. [470] => [471] => 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. [472] => [473] => [[Soubor:Equinox-50.jpg|náhled|vlevo|Zdánlivý denní pohyb Slunce po obloze na 50. stupni severní zeměpisné šířky]] [474] => [475] => == Fyzikální pohyby Slunce == [476] => [477] => === Rotace === [478] => Hypotézu rotace Slunce poprvé vyslovil roku [[1609]] [[Johannes Kepler]] ve své knize [[Astronomia nova]]. [479] => [480] => Všechna hmota na Slunci se díky extrémní teplotě vyskytuje v podobě plazmatu. 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. [481] => [[Soubor:LombergA1024.jpg|náhled|Umělecká představa zachycující přibližnou pozici Slunce v Galaxii Mléčná dráha]] [482] => Slunce [[Otáčení|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. [483] => [484] => === Pohyb Slunce v Galaxii === [485] => {{Viz též|Galaxie Mléčná dráha}} [486] => 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 30 000 [[světelný rok|světelných let]] od jádra rychlostí přibližně 250 km·s−1. Slunce oběhne střed Galaxie ve vzdálenosti 25 000 až 28 000 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. [487] => [[Soubor:SunFromClouds.jpg|náhled|vlevo|Sluneční světlo dopadající na zemský povrch]] [488] => [489] => == Zdánlivý pohyb Slunce po obloze == [490] => [[Soubor:Analemma A14 2016 (25907420783).jpg|náhled|Sluneční [[analema]]]] [491] => 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 50° severní zeměpisné šířky ([[Praha]]) slunce vychází a zapadá pod úhlem 40°. Na [[Zemský rovník|rovníku]] 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. [492] => [493] => 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 50. rovnoběžce se jeho výška mění od 16,5° ([[zimní slunovrat]]) do 63,5° ([[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]]. [494] => [495] => Pokud pozorovatel v daný časový okamžik (např. v poledne) zaznamenává polohu Slunce v průběhu roku, zjistí, že se Slunce pohybuje přibližně po osmičce, stoupající a klesající ~23,5° nad a pod světový rovník. Tato křivka se nazývá [[analema]], tento zdánlivý pohyb po obloze je dán především sklonem zemské rotační osy k ekliptice, z menší části je také ovlivněn excentricitou dráhy Země. [496] => [497] => === Zatmění Slunce === [498] => [[Soubor:Solar_eclipse_1999_4.jpg|náhled|Úplné zatmění Slunce, které proběhlo [[11. srpen|11. srpna]] [[1999]] a bylo viditelné z [[Evropa|Evropy]]. Fotografie je pořízena z území [[Francie]]]] [499] => {{Viz též|Zatmění Slunce}} [500] => [501] => 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. [502] => [503] => == Pozorování Slunce == [504] => [[Soubor:Sun observation rules1big.png|náhled|upright=2|Nebezpečné způsoby pozorování Slunce]] [505] => [[Soubor:Sun observation rules2.png|náhled|upright=2|Bezpečné způsoby pozorování Slunce]] [506] => 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.[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) 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. [507] => [508] => Během východu a západu Slunce je sluneční světlo zeslabeno rozptylem světla díky obzvláště dlouhému průchodu zemskou atmosférou; ani za těchto podmínek nelze Slunce pozorovat zcela bez nebezpečí. Mlha, atmosférický prach a vysoká vlhkost přispívají k atmosférickému zředění.{{Doplňte zdroj}} [509] => [510] => Pozorování Slunce optikou soustřeďující záření, jako je [[dalekohled]], je bez ochranného [[Optický filtr|filtru]] 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 500krát 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. Bezpečný způsob, jak pozorovat Slunce, je promítnutí jeho obrazu na plátno či papír pomocí dalekohledu nebo malého teleskopu. [511] => [512] => 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. [513] => [514] => Rozhodně se nedoporučuje Slunce při jakékoliv příležitosti (zatmění, přechod Merkuru či Venuše, pozorování [[sluneční skvrna|slunečních skvrn]]) pozorovat jej přímým pohledem pouhým okem, natož [[dalekohled]]em či přes [[objektiv]] [[fotoaparát]]u. Dopadající sluneční záření může silně poškodit [[sítnice|lidskou sítnici]] a vést tak k nevratné [[slepota|slepotě]]. Nedoporučuje se ani použití běžných [[sluneční brýle|slunečních brýlí]], [[disketa|disket]] či fotografických filmů – ty sice dopadající záření zmírní, ale nebezpečné ultrafialové záření neodfiltrují. Za bezpečné se považuje pozorování přes speciální filtry, popřípadě přes svářečské sklo (index minimálně 13). Za bezpečné se považuje i nepřímé pozorování (např. na stínítko pomocí [[Camera obscura|dírkové komory]]).{{Citace elektronického periodika [515] => | titul = Bezpečnost při pozorování Slunce [516] => | url = https://www.astro.cz/na-obloze/slunce/bezpecnost-pri-pozorovani-slunce.html [517] => | periodikum = ČAS [518] => | datum přístupu = 2019-04-19 [519] => | jazyk = cs [520] => | jméno = [521] => | příjmení = [522] => | vydavatel = Česká astronomická společnost [523] => | datum vydání = [524] => | url archivu = [525] => }} [526] => [527] => == Výzkum Slunce == [528] => První satelit navržený pro průzkum Slunce byly [[NASA|americké]] sondy [[Pioneer 5|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. [529] => [530] => V 70. letech [[20. století|20. století]] byla vyslána sonda [[Helios 1|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]]. [531] => [532] => V roce [[1980]] byla vyslána americká sonda [[Solar Maximum Mission]], která byla navržena k pozorování [[gamma záření]], [[rentgenové záření|rentgenového záření]] a měření [[Ultrafialové záření|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.{{Citace elektronické monografie [533] => | příjmení = St. Cyr [534] => | jméno = Chris [535] => | spoluautoři = Joan Burkepile [536] => | titul = Solar Maximum Mission Overview [537] => | url = http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html [538] => | datum přístupu = 2006-03-22 [539] => | url archivu = https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html [540] => | nedostupné = ano [541] => | rok = 1998 [542] => | datum archivace = 2006-04-05 [543] => }} – neplatný odkaz ! [544] => [545] => Další sondy určené k výzkumu Slunce a slunečního větru: [546] => * [[TRACE]] [547] => * [[SOHO (sonda)|SOHO]] [548] => * [[Ulysses (sonda)|Ulysses]] [549] => * [[Genesis (sonda)|Genesis]] [550] => * [[STEREO (sondy)|dvojice sond STEREO]] [551] => * [[Parker Solar Probe]] [552] => [553] => == Odkaz v kultuře == [554] => === Náboženský význam === [555] => [556] => {{Viz též|Sluneční božstva}} [557] => {{Pahýl část}} [558] => [559] => === Slunce v heraldice === [560] => Slunce je jednou z [[Obecné figury|obecných neživotných figur]] v [[heraldika|heraldice]] a na znacích se zásadně objevuje s lidským obličejem a paprsky.{{Citace monografie | příjmení = Buben | jméno = Milan | odkaz na autora = Milan Buben | titul = Encyklopedie heraldiky | vydavatel = Libri | místo = Praha | rok = 2003 | vydání = 4 | typ vydání = opravené a doplněné | počet stran = 512 | typ kapitoly = heslo | kapitola = Slunce | strany = 428 | isbn = 80-7277-135-3}} Najedeme jej například ve znaku [[Opočno|Opočna]] či chorvatského [[Karlovac]]u. Slunce tvoří též prvek na vlajkách některých jihoamerických států ([[Argentina]], [[Uruguay]]). [561] => [567] => [568] => == Odkazy == [569] => [570] => === Poznámky === [571] => [572] => [573] => === Reference === [574] => {{Překlad| jazyk = sk| článek = Slnko| revize = 1643594}} [575] => [576] => === Externí odkazy === [577] => * {{Commonscat}} [578] => * {{Wikislovník|heslo=Slunce}} [579] => * {{Wikicitáty|téma=Slunce}} [580] => [581] => * [http://aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html Slunce na Aldebaran.cz] [582] => * [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Stránky Sluneční observatoře SOHO, včetně webové kamery] angl. [583] => * [http://www.exoplanety.cz/slunce-online/ Aktuální družicové snímky Slunce] '''CS''' [584] => * [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) [585] => * [https://archive.today/20120716084105/sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html Bezpečnost zraku při slunečním zatmění] (NASA, anglicky) [586] => [587] => {{Sluneční soustava}} [588] => {{Autoritní data}} [589] => {{Portály|Astronomie|Meteorologie}} [590] => {{Polozamčeno}} [591] => [592] => [[Kategorie:Slunce| ]] [593] => [[Kategorie:Sluneční soustava]] [594] => [[Kategorie:Žlutí trpaslíci]] [595] => [[Kategorie:Hvězdy s planetami]] [] => )
good wiki

Slunce

Slunce je hvězda ve středu Sluneční soustavy. Od Země je vzdálena 1 au (asi 150 milionů km), jde tedy o hvězdu nejbližší Zemi.

More about us

About

Expert Team

Vivamus eget neque lacus. Pellentesque egauris ex.

Award winning agency

Lorem ipsum, dolor sit amet consectetur elitorceat .

10 Year Exp.

Pellen tesque eget, mauris lorem iupsum neque lacus.

You might be interested in

,'Země','sluneční skvrna','dalekohled','světelný rok','protuberance','Otáčení','sluneční vítr','Merkur (planeta)','Elektromagnetické spektrum','slepota','helium','Teplota'

Dalekohled

Helium

Otáčení

Protuberance

Slepota

Teplota

Země