Teorie pro pozorovatele Slunce
Slunce je velmi vhodným objektem pro amatérská astronomická pozorování, ale ne vždy si to astronom-amatér uvědomuje. Astronom amatér má jedinečnou možnost sledovat procesy na povrchu naší nejbližší hvězdy. Z celé atmosféry Slunce lze jednoduchými metodami pozorovat sluneční fotosféru.
V další části stránky je pro vás připravena malá encyklopedie pozorovatelů Slunce a jeho aktivity.
Teorie pozorování Slunce
Chromosféra
Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. Její tloušťka je přibližně 10000 – 16000 km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión kelvinů. Spodní část chromosféry je poměrně rovinná. Ve střední části vznikají spikuly. Hranice mezi korónou a chromosférou...
Erupce
Sluneční erupce jsou obrovské exploze na povrchu Slunce. Během několika málo minut materiál o teplotě několika milionů kelvinů, uvolní energii o síle miliardy megatun TNT. Erupce vznikají v blízkosti slunečních skvrn, obvykle na rozhraní oblastí s opačnou magnetickou polaritou, jsou...
Fakule
Fotosférické fakule jsou nejlépe vidět dále od centra slunečního disku, začínají v slunečních šířkách asi 60 stupňů. Vypadají jako nepravidelná jasná místa, jejichž kontrast se zvyšuje směrem k slunečnímu okraji a jsou rozsáhlejší, doprovází-li je skupina slunečních skvrn. Fakule vznikají díky...
Flokule a spikule
Flokule jsou světlejší a tmavější oblasti ve chromosféře o průměru asi 30 000 km. Vrcholky flokulí se nazývají spikule a jsou velmi dobře pozorovatelné ve světle čáry H-alfa. Okraj Slunce proto není dokonale hladký, při velkém zvětšení lze spatřit vystřelující výběžky horkého plynu – spikule (z...
Fotosféra
Je vnější vrstva slunečního povrchu, ze které přichází viditelné záření. Její tloušťka je asi 300 km.
Z jejího pozorování jsou odvozené fyzikální vlastnosti Slunce. Nachází se bezprostředně nad konvektivní zónou. Na dně fotosféry přestává působit vztlaková síla, která způsobuje konvekci a její jevy...
Granulace
Za sluneční granulaci je přímo zodpovědná konvektivní zóna a přenos energie prouděním. Teplejší hmota vystupuje k povrchu Slunce, zde se ochlazuje a opět klesá do Slunce. Důvodem tohoto jevu je změna hustoty látky.
Granulace na povrchu Slunce má buněčnou strukturu, která je...
Korona
Vznik jednotlivých složek záření koróny:
Koróna K: (kontinuální, spojitá) elektronová koróna neboli koróna spojitého spektra vzniká rozptylem fotosférického světla na volných elektronech koróny.
Koróna F: Fraunhoferova, neboli prachová koróna vzniká rozptylem záření na relativně těžších...
Koronální výtrysky hmoty
Koronální výtrysky hmoty neboli CME, jsou obrovské bubliny, složené z miliard tun plazmatu z koróny, držené pomocí magnetických indukčních čar. Po rekonexi magnetických indukčních čar dochází k odmrštění bubliny CME směrem od Slunce rychlostí 1 500 -8 000 . Plazma již není stlačováno magnetickým...
Magnetické pole slunečních skvrn
Sluneční skvrny mají extrémně silná magnetická pole, skoro až 3 000krát silnější oproti magnetickému poli klidných částí Slunce, které je co do velikosti srovnatelné s magnetickým polem Země. Díky tomu ve skvrně převládají síly magnetické nad granulací. Plazma je jakoby fixováno mezi...
Maunderovo minimum
S velkým zájmem o sluneční výzkum se objevila i snaha získat z různých pramenů záznamy o slunečních skvrnách co nejdále do minulosti. Astronomové však narazili na problém, v období od roku 1638 do roku 1715 není mnoho záznamů o výskytu slunečních skvrn či...
Záznamy: 1 - 10 ze 27