$\"Reli\u00e9f$ <\/a>

Reli\u00e9f z chr\u00e1mu v At\u00e9nach: H\u00e9lios, boh a zosobnenie Slnka, na svojom slne\u010dnom voze<\/p><\/div>\n

$\"Slne\u010dn\u00e9$ <\/a>

Slne\u010dn\u00e9 hodiny<\/p><\/div>\n

Slnko bolo v staroveku v mnoh\u00fdch kult\u00farach uctievan\u00e9 ako bo\u017estvo. V starovekom Gr\u00e9cku bol bohom Slnka Helios. Tento boh cestoval ka\u017ed\u00fd de\u0148 po oblohe v zlatom voze. V starovekom R\u00edme to bol Sol a v starovekom Egypte sa boh Slnka naz\u00fdval aj R\u00e9, Ra alebo Amon. V astrol\u00f3gii je okrem in\u00e9ho symbolom vitality. Vo viacer\u00fdch kult\u00farach bolo Slnko symbolom \u017eivota a znovuzrodenia.<\/p>\n

Anaxagoras sa v roku 434 pred Kr. domnieval, \u017ee Slnko je kopa horiaceho kame\u0148a, o m\u00e1lo v\u00e4\u010d\u0161ia ne\u017e Gr\u00e9cko. Anaximandros si predstavoval vznik Slnka takto: l\u00e1tka plodiaca od ve\u010dnosti teplo a chlad sa pri vzniku tohto sveta oddelila. Z nej okolo vzduchu, ktor\u00fd obklopuje Zem, vyr\u00e1stla ak\u00e1si ohniv\u00e1 gu\u013ea ako k\u00f4ra okolo stromu. Ke\u010f sa potom t\u00e1to gu\u013ea roztrhla a rozdelila do rozli\u010dn\u00fdch kruhovit\u00fdch p\u00e1sov, vznikli Slnko, Mesiac a hviezdy. Slnko je kruh dvadsa\u0165osemkr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161\u00ed ne\u017e Zem, podobn\u00fd vozov\u00e9mu kolesu; m\u00e1 dut\u00fd veniec bahrov pln\u00fd oh\u0148a, a na jednom mieste cez \u00fastie ukazuje ohe\u0148 akoby cez otvor mechu. (z Aetia)<\/p>\n

Pod\u013ea predst\u00e1v mnoh\u00fdch civiliz\u00e1ci\u00ed Slnko obiehalo okolo Zeme a nie Zem okolo Slnka. Aristoteles vo svojom modeli vesm\u00edru umiestnil Slnko medzi obe\u017en\u00fa dr\u00e1hu Mesiaca a Merk\u00fara<\/a>. T\u00e1to predstava sa udr\u017eiavala e\u0161te ve\u013emi dlho. Napriek tomu, \u017ee Aristarchos zo Samu zast\u00e1val n\u00e1zor, \u017ee Zem obieha okolo Slnka, jeho heliocentrick\u00e9 predstavy sa neujali. N\u00e1zor, \u017ee Zem je stredom vesm\u00edru, pretrv\u00e1val a\u017e do roku 1507, ke\u010f Mikul\u00e1\u0161 Kopernik predlo\u017eil svoje prv\u00e9 t\u00e9zy o heliocentrizme. Vo v\u00fdskume Slnka v\u00fdrazne pomohol aj objav \u010falekoh\u013eadu. Galileo Galilei pomocou neho pozoroval slne\u010dn\u00e9 \u0161kvrny. Toto zistenie pob\u00farilo katol\u00edcku cirkev, preto\u017ee a\u017e dovtedy sa tradovalo, \u017ee Slnko sa sklad\u00e1 z \u201edokonal\u00e9ho, \u010dist\u00e9ho \u00e9teru\u201c a teda nem\u00f4\u017ee obsahova\u0165 tmav\u00e9 miesta. V nasleduj\u00facich dvoch rokoch sa v\u0161ak vyskytli minim\u00e1lne \u0161tyri \u010fal\u0161ie pozorovania slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n.<\/p>\n

V 17. storo\u010d\u00ed jezuita Christoph Scheiner zistil, \u017ee Slnko rotuje okolo svojej osi podobne ako Zem. Tento objav urobil na z\u00e1klade pozorovania slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n. \u010eal\u0161\u00ed pokrok v pribli\u017eovan\u00ed sa ku skuto\u010dnej podstate Slnka spravili Keplerove z\u00e1kony a Newtonov gravita\u010dn\u00fd z\u00e1kon. V\u010faka nim sa zistilo, \u017ee Slnko je ve\u013emi hmotn\u00e9 a v\u0161etky teles\u00e1 slne\u010dnej s\u00fastavy obiehaj\u00fa okolo neho. Ve\u013ekos\u0165 a vzdialenos\u0165 Zeme od Slnka boli po prv\u00fdkr\u00e1t pomerne presne ur\u010den\u00e9 v roku 1672 Giovannim Cassinim a Johnom Flamsteedom.<\/p>\n

V roku 1814 nemeck\u00fd astron\u00f3m Joseph von Fraunhofer pou\u017eil spektroskop pre anal\u00fdzu slne\u010dn\u00e9ho svetla a zistil, \u017ee spektrum Slnka je preru\u0161ovan\u00e9 tmav\u00fdmi absorp\u010dn\u00fdmi \u010diarami. Tieto \u010diary boli pomenovan\u00e9 Fraunhoferove \u010diary a zohrali ve\u013ek\u00fa \u00falohu pri pozn\u00e1van\u00ed chemick\u00e9ho zlo\u017eenia Slnka.<\/p>\n

Druh\u00e1 polovica 19. storo\u010dia bola venovan\u00e1 intenz\u00edvnemu \u0161t\u00fadiu Slnka a hviezd, preto\u017ee u\u017e bolo zn\u00e1me, \u017ee Slnko je tie\u017e hviezda, a pozn\u00e1vanie Slnka n\u00e1m umo\u017e\u0148uje pozna\u0165 aj ostatn\u00e9 hviezdy, a naopak, v\u00fdskum hviezd pom\u00f4\u017ee preh\u013abi\u0165 poznatky o Slnku. Pr\u00ed\u010dina jeho \u017eiarenia v\u0161ak ost\u00e1vala dlho nejasn\u00e1. Jedna hypot\u00e9za vysloven\u00e1 \u0161k\u00f3tskym in\u017einierom Johnom Waterstonom, hovorila, \u017ee vy\u017eiaren\u00e1 energia poch\u00e1dza z gravita\u010dnej kontrakcie Slnka. Druh\u00e1 hypot\u00e9za, ktor\u00fa predlo\u017eil J. Mayer, hovorila, \u017ee teplota Slnka je udr\u017eiavan\u00e1 dopadmi meteoritov na jeho povrch. \u010eal\u0161\u00edm v\u00fdznamn\u00fdm krokom v spozn\u00e1van\u00ed Slnka bol objav spektroskopie. V\u010faka nej bolo mo\u017en\u00e9 spozna\u0165 chemick\u00e9 zlo\u017eenie Slnka. Ako \u010fal\u0161\u00ed mo\u017en\u00fd zdroj energie Slnka sa za\u010dala poklada\u0165 jadrov\u00e1 reakcia. Formy jadrovej reakcie v\u0161ak mohli by\u0165 r\u00f4zne (f\u00fazia, jadrov\u00fd rozpad). A\u017e v roku 1938 navrhol nemeck\u00fd fyzik Hans Bethe jadrov\u00fa f\u00faziu ako zdroj energie Slnka. T\u00e1to te\u00f3ria bola definit\u00edvne potvrden\u00e1 a\u017e v roku 2002.<\/p>\n

Fyzik\u00e1lne vlastnosti<\/h2>\n
Slnko je jednozna\u010dne najv\u00e4\u010d\u0161ie nebesk\u00e9 teleso slne\u010dnej s\u00fastavy. M\u00e1 pribli\u017ene 109-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161\u00ed priemer ako Zem a 1 300 000-n\u00e1sobne v\u00e4\u010d\u0161\u00ed objem. Je to obrovsk\u00e1 rotuj\u00faca plazmov\u00e1 gu\u013ea s priemernou hustotou len o m\u00e1lo v\u00e4\u010d\u0161ou ako hustota vody. Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narast\u00e1. Je to tie\u017e pomerne oby\u010dajn\u00e1 hviezda Galaxie patriaca k jej diskovej popul\u00e1cii. Jeho hmotnos\u0165 a svietivos\u0165 je v\u0161ak v\u00e4\u010d\u0161ia ako priemer hviezd nach\u00e1dzaj\u00facich sa v Galaxii<\/a>, ktor\u00fd sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemerne hmotnostn\u00e9 a svietiv\u00e9 hviezdy v Galaxii s\u00fa \u010derven\u00e9 trpasl\u00edky. V porovnan\u00ed s nimi je teda hmotnos\u0165 a svietivos\u0165 Slnka nadpriemern\u00e1, v porovnan\u00ed s hviezdami vidite\u013en\u00fdmi na oblohe vo\u013en\u00fdm okom je v\u0161ak podpriemern\u00e1. Vo\u013en\u00fdm okom toti\u017e vid\u00edme v\u00e4\u010d\u0161inou len tie najv\u00e4\u010d\u0161ie a naj\u017eiarivej\u0161ie hviezdy (\u010derven\u00e9 trpasl\u00edky vo\u013en\u00fdm okom nie s\u00fa pozorovate\u013en\u00e9) v na\u0161om hviezdnom okol\u00ed.<\/p>\n
Zvl\u00e1\u0161tnos\u0165ou Slnka je tie\u017e to, \u017ee je to osamoten\u00e1 hviezda (netvor\u00ed dvojhviezdny alebo viacn\u00e1sobn\u00fd syst\u00e9m) a tie\u017e nie je \u010dlenom \u017eiadnej hviezdokopy. Nach\u00e1dza sa s\u00edce vn\u00fatri pohybovej hviezdokopy Collinder 285<\/a>, ale nezdie\u013ea pohyb jej \u010dlenov a teda k nej nepatr\u00ed (\u010dlenovia pohybovej hviezdokopy musia zdie\u013ea\u0165 podobn\u00fd smer a r\u00fdchlos\u0165 pohybu).<\/p>\n
$\"Na$ <\/a>
Na tejto fotografii je jasne vidite\u013en\u00e9, \u017ee Slnko m\u00e1 bielu farbu<\/p><\/div>\n
Farba Slnka<\/h3>\n
Slnko je hviezda hlavnej postupnosti, spektr\u00e1lnej triedy G2. Hviezdy rovnak\u00e9ho spektr\u00e1lneho typu ako Slnko pozorujeme na oblohe ako \u017elt\u00e9. Hoci Slnko vy\u017earuje \u017eiarenie v celom elektromagnetickom spektre, najintenz\u00edvnej\u0161ie vy\u017earovanie m\u00e1 na vlnovej d\u013a\u017eke 501 nm. Tejto hodnote je bl\u00edzke aj maximum citlivosti \u013eudsk\u00e9ho oka pri jasnom osvetlen\u00ed (555 nm). Nako\u013eko v\u0161ak slne\u010dn\u00e9 spektrum obsahuje v\u0161etky farby, pri poh\u013eade zo Zeme vyzer\u00e1 by\u0165 biele. Ak jeho svetlo prech\u00e1dza cez prek\u00e1\u017eky (oblaky) alebo cez hrub\u0161iu vrstvu atmosf\u00e9ry (pri v\u00fdchode a z\u00e1pade), jeho farba je skreslen\u00e1 na \u017elt\u00fa, oran\u017eov\u00fa a\u017e \u010derven\u00fa. Hlavn\u00e1 postupnos\u0165, ozna\u010dovan\u00e1 aj ako V, znamen\u00e1, \u017ee Slnko je v stabilnom \u0161t\u00e1diu v\u00fdvoja a v svojom jadre premie\u0148a \u013eahk\u00fd vod\u00edk (pr\u00f3cium) na h\u00e9lium. Hviezdy hlavnej postupnosti typu G sa niekedy zvykn\u00fa ozna\u010dova\u0165 aj ako trpasl\u00edky na odl\u00ed\u0161enie od \u017elt\u00fdch obrov a nadobrov, \u010do s\u00fa rovnako sfarben\u00e9 hviezdy, ktor\u00e9 u\u017e v jadr\u00e1ch nespa\u013euj\u00fa vod\u00edk.<\/p>\n
Tvar Slnka<\/h3>\n
Slnko je takmer dokonal\u00e1 gu\u013ea so splo\u0161ten\u00edm pribli\u017ene 11 mili\u00f3ntin, \u010do znamen\u00e1, \u017ee pol\u00e1rny priemer sa l\u00ed\u0161i od rovn\u00edkov\u00e9ho iba o 10 km. To je \u010diasto\u010dne preto, \u017ee odstrediv\u00fd efekt slne\u010dnej rot\u00e1cie je 18 mili\u00f3nkr\u00e1t slab\u0161\u00ed ako pr\u00ed\u0165a\u017elivos\u0165 na povrchu (na rovn\u00edku).<\/p>\n
Podobne ako Zem, aj Slnko m\u00e1 vlastn\u00fa s\u00faradnicov\u00fa sie\u0165, ktor\u00e1 sl\u00fa\u017ei napr\u00edklad na ur\u010dovanie polohy slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n. T\u00e1to s\u00fastava sa naz\u00fdva heliografick\u00e1 s\u00fastava s\u00faradn\u00edc a ur\u010duje sa na nej heliografick\u00e1 d\u013a\u017eka a heliografick\u00e1 \u0161\u00edrka. Heliografick\u00e1 \u0161\u00edrka sa meria od slne\u010dn\u00e9ho rovn\u00edka, vz\u0165a\u017enou kru\u017enicou pre heliografick\u00fa d\u013a\u017eku je tzv. Carringtonov poludn\u00edk.<\/p>\n
Zlo\u017eenie Slnka<\/h3>\n
Zlo\u017eenie Slnka nie je presne zn\u00e1me. Sonda Genesis, ktor\u00e1 mala odobra\u0165 vzorky hmoty unikaj\u00facej zo Slnka, zlyhala v roku 2004, ke\u010f sa jej neotvoril pad\u00e1k pri vstupe do zemskej atmosf\u00e9ry. Mno\u017estvo inform\u00e1cii o chemickom zlo\u017een\u00ed Slnka m\u00e1me zo slne\u010dn\u00e9ho spektra. V\u0161eobecne sa v\u0161ak ud\u00e1va, \u017ee 92,1 % Slnka tvor\u00ed vod\u00edk a 7,8 % h\u00e9lium (tieto percent\u00e1 ud\u00e1vaj\u00fa po\u010det at\u00f3mov, z h\u013eadiska hmotnosti tvor\u00ed vod\u00edk 75 % a h\u00e9lium 25 %). Samotn\u00fd prvok h\u00e9lium bol v\u010faka spektroskopii prv\u00fdkr\u00e1t objaven\u00fd pr\u00e1ve na Slnku (z \u010doho poch\u00e1dza aj jeho n\u00e1zov), a\u017e potom bol n\u00e1jden\u00fd aj na Zemi. V jadre je zast\u00fapenie h\u00e9lia v\u00e4\u010d\u0161ie ako vo vonkaj\u0161\u00edch vrstv\u00e1ch, preto\u017ee od jeho vzniku tu neust\u00e1le prebieha premena vod\u00edka na h\u00e9lium. V jadre tvor\u00ed vod\u00edk u\u017e iba 34 % a h\u00e9lium 64 %. Rozborom slne\u010dn\u00e9ho spektra sa tie\u017e zistilo, \u017ee v\u00e4\u010d\u0161inou v stopov\u00fdch mno\u017estv\u00e1ch Slnko obsahuje v\u0161etky chemick\u00e9 prvky zn\u00e1me aj na Zemi. At\u00f3my Slnka prakticky nevytv\u00e1raj\u00fa molekuly a pod vplyvom vysokej teploty s\u00fa spravidla silne ionizovan\u00e9.<\/p>\n
Stavba Slnka<\/h2>\n
$\"Vn\u00fatorn\u00e1$ <\/a>
Vn\u00fatorn\u00e1 stavba Slnka<\/p><\/div>\n
Slne\u010dn\u00e9 teleso a jeho atmosf\u00e9ra \u2013 heliosf\u00e9ra \u2013 sa delia na nieko\u013eko vrstiev. Vrstvy Slnka od stredu na povrch s\u00fa nasledovn\u00e9:<\/p>\n
Jadro<\/h3>\n
Za jadro Slnka sa pova\u017euje oblas\u0165, ktor\u00e1 siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu. M\u00e1 teplotu 14 000 000 K, tlak v strede 150\u00d710^{9<\/sup> atmosf\u00e9r. V jadre je s\u00fastreden\u00fdch a\u017e 49,9 % celkovej slne\u010dnej hmotnosti. Pri takejto teplote s\u00fa u\u017e at\u00f3my rozlo\u017een\u00e9 na jadr\u00e1 a samostatne sa pohybuj\u00face elektr\u00f3ny. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha termonukle\u00e1rna reakcia (nukle\u00e1rna f\u00fazia), premie\u0148aj\u00faca \u013eahk\u00fd vod\u00edk (pr\u00f3cium) na h\u00e9lium. Slne\u010dn\u00fd typ reakcie m\u00e1 tri f\u00e1zy a ozna\u010duje sa ako prot\u00f3n-prot\u00f3nov\u00fd cyklus. Ka\u017ed\u00fa sekundu sa premen\u00ed okolo 8,9\u00d710^{37<\/sup> prot\u00f3nov (jadier vod\u00edka) na jadr\u00e1 h\u00e9lia (in\u00fdmi slovami: 700 mili\u00f3nov ton vod\u00edka f\u00fazuje na 695 mili\u00f3nov ton h\u00e9lia). Zo \u0161tyroch jadier at\u00f3mov pr\u00f3cia vznik\u00e1 jedno jadro h\u00e9lia. Ka\u017ed\u00fa sekundu v jadre prebehne r\u00e1dovo 10^{38<\/sup> reakci\u00ed. Drviv\u00e1 v\u00e4\u010d\u0161ina uvo\u013enenej energie m\u00e1 formu gama \u017eiarenia a postupuje do radia\u010dnej z\u00f3ny. Fyzici s\u00fa schopn\u00ed spusti\u0165 neriaden\u00fa termonukle\u00e1rnu reakciu vo vod\u00edkovej bombe.<\/p>\n}}}
Radia\u010dn\u00e1 z\u00f3na<\/h3>\n
Je to priestor medzi jadrom Slnka a sty\u010dnou vrstvou. M\u00e1 teplotu 2 000 000 K a\u017e 7 000 000 K. Je tvoren\u00e1 slne\u010dnou plazmou s hustotou je 20 g\/cm^{3<\/sup> v spodn\u00fdch vrstv\u00e1ch a asi 0,2 g\/cm^{3<\/sup> na hornej hranici. Teplota tejto vrstvy u\u017e nedosta\u010duje na prebiehanie termojadrov\u00fdch reakci\u00ed. V\u0161etka energia vznikaj\u00faca v jadre sa cez t\u00fato oblas\u0165 pren\u00e1\u0161a \u017eiaren\u00edm. Vzh\u013eadom na ve\u013ek\u00fa hustotu prostredia a neust\u00e1le pohlcovanie fot\u00f3nov \u017eiarenie postupuje smerom k povrchu len ve\u013emi pomaly. Z\u00e1rove\u0148 vzrast\u00e1 jeho vlnov\u00e1 d\u013a\u017eka, \u010d\u00edm kles\u00e1 jeho energia. Energia, ktor\u00fa tieto fot\u00f3ny klesan\u00edm vlnovej d\u013a\u017eky str\u00e1caj\u00fa, sa men\u00ed na tepeln\u00fa energiu \u010dast\u00edc vrstvy \u017eiarivej rovnov\u00e1hy.<\/p>\n}}
Tachokl\u00edna<\/h3>\n
Tachokl\u00edna je medzivrstva. T\u00e1to pomerne tenk\u00e1 vrstva bola objaven\u00e1 meraniami dru\u017eice SOHO. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee tu sa generuje magnetick\u00e9 pole Slnka. Doch\u00e1dza tu tie\u017e k zmene r\u00fdchlosti pr\u00fadov plazmy a zmene rota\u010dnej r\u00fdchlosti.<\/p>\n
Konvekt\u00edvna z\u00f3na<\/h3>\n
Konvekt\u00edvna z\u00f3na je najvrchnej\u0161ia \u010das\u0165 vn\u00fatra Slnka a za\u010d\u00edna asi 200 km pod vidite\u013en\u00fdm povrchom Slnka. Tak \u010faleko od jadra sa u\u017e prenos tepla \u017eiaren\u00edm st\u00e1va m\u00e1lo \u00fa\u010dinn\u00fdm, preto\u017ee niektor\u00e9 i\u00f3ny s\u00fa v\u010faka n\u00edzkej teplote schopn\u00e9 fot\u00f3ny pohlti\u0165 a neemitova\u0165 ich \u010falej. Zahriata hmota sp\u00f4sobuje v slne\u010dnej plazme turbulencie a \u010fal\u0161\u00ed prenos energie sa preto deje pr\u00faden\u00edm \u2013 konvekciou. Pri konvekcii sa pren\u00e1\u0161an\u00fd plyn r\u00fdchlo ochladzuje a rozp\u00edna. Vrcholky v\u00fdstupn\u00fdch pr\u00fadov z konvekt\u00edvnej z\u00f3ny mo\u017eno pozorova\u0165 vo fotosf\u00e9re ako granuly a supergranuly. T\u00e1to \u010das\u0165 Slnka m\u00e1 teplotu 2 000 000 a\u017e 6 000 K.<\/p>\n
$\"Fotosf\u00e9ra$ <\/a>
Fotosf\u00e9ra so skupinou slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n<\/p><\/div>\n
Fotosf\u00e9ra<\/h3>\n
Fotosf\u00e9ra je vidite\u013en\u00fd povrch Slnka a najchladnej\u0161ia \u010das\u0165 Slnka. Poch\u00e1dza z nej v\u0161etko vidite\u013en\u00e9 \u017eiarenie Slnka, ktor\u00e9 v spodnej\u0161\u00edch vrstv\u00e1ch nar\u00e1\u017ealo na prek\u00e1\u017eky. Ob\u010das sa ozna\u010duje aj ako najspodnej\u0161ia \u010das\u0165 atmosf\u00e9ry Slnka. M\u00e1 hustotu 10^{23<\/sup> \u010dast\u00edc\/m^{3<\/sup> a teplota je asi 5 700 K. Jej hr\u00fabka je asi 200 a\u017e 300 km. Cel\u00fa fotosf\u00e9ru pokr\u00fdvaj\u00fa slne\u010dn\u00e9 granuly \u2013 st\u00fapaj\u00face a klesaj\u00face plazmov\u00e9 \u00fatvary s ve\u013ekos\u0165ou asi 1 000 km. Ich pred\u013a\u017een\u00edm vznikaj\u00fa spikuly, nieko\u013eko tis\u00edc kilometrov vysok\u00e9 plazmov\u00e9 \u00fatvary zasahuj\u00face a\u017e do chromosf\u00e9ry. \u010eal\u0161ie vertik\u00e1lne pohyby vo fotosf\u00e9re sa naz\u00fdvaj\u00fa supergranul\u00e1cie, obrie cely a slne\u010dn\u00e9 oscil\u00e1cie. Slne\u010dn\u00e9 oscil\u00e1cie vznikaj\u00fa v\u010faka zvukov\u00fdm vln\u00e1m v konvekt\u00edvnej vrstve Slnka. Ich sk\u00faman\u00edm sa zaober\u00e1 helioseizmol\u00f3gia. Pr\u00edle\u017eitostne sa v niektor\u00fdch miestach fotosf\u00e9ry zjavuj\u00fa tmav\u00e9 miesta \u2013 slne\u010dn\u00e9 \u0161kvrny \u2013 alebo naopak jasn\u00e9 fakulov\u00e9 polia.<\/p>\n}}
Chromosf\u00e9ra<\/h3>\n
Chromosf\u00e9ra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrub\u00e1 asi 15 000 km, t\u00e1to hodnota je v\u0161ak ve\u013emi premenliv\u00e1. Je to spodn\u00e1 \u010das\u0165 slne\u010dnej atmosf\u00e9ry. Po\u010das zatmenia Slnka ju je vidno ako \u010dervenkast\u00fd sveteln\u00fd \u00fakaz tesne pri okraji mesa\u010dn\u00e9ho disku. \u010cervenkast\u00e1 farba je sp\u00f4soben\u00e1 t\u00fdm, \u017ee maximum jej \u017eiarenia sa nach\u00e1dza vo vod\u00edkovej \u010diare H-alfa, \u010domu zodpoved\u00e1 vlnov\u00e1 d\u013a\u017eka 656,7 nanometrov. M\u00e1 hustotu plynu 10\u221215 g\/cm^{3<\/sup>. Teplota so st\u00fapaj\u00facou v\u00fd\u0161kou vzrast\u00e1 a jej priemer je 300 000 K. V chromosf\u00e9re pozorujeme \u00fakazy zvan\u00e9 flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosf\u00e9ry sem zasahuj\u00fa spikuly, vrcholky konvekt\u00edvnych pr\u00fadov (gran\u00fal).<\/p>\n}
Prechodov\u00e1 oblas\u0165<\/h3>\n
Prechodov\u00e1 oblas\u0165 (v niektor\u00fdch zdrojoch sa neuv\u00e1dza) je tenk\u00e1 a nepravideln\u00e1 vrstva slne\u010dnej atmosf\u00e9ry, ktor\u00e1 odde\u013euje hor\u00facu kor\u00f3nu od chladnej\u0161ej fotosf\u00e9ry. Teplota sa tu n\u00e1hle men\u00ed z 20 000 K (na hranici s chromosf\u00e9rou) na 1 mili\u00f3n K (na hranici s kor\u00f3nou). T\u00e1to vrstva sa sk\u00fama hlavne v ultrafialovej \u010dasti spektra. Z pozorovan\u00ed vypl\u00fdva, \u017ee prechodov\u00e1 vrstva je sk\u00f4r ob\u00e1lkou okolo nehomogen\u00edt, ako napr. spikuly, ako s\u00favislou vrstvou. Jej priemern\u00e1 v\u00fd\u0161ka nad pokojn\u00fdmi oblas\u0165ami Slnka je okolo 1 700 km \u00b1 800 km.<\/p>\n
$\"Protuberancia$ <\/a>
Protuberancia na okraji slne\u010dn\u00e9ho disku<\/p><\/div>\n
Kor\u00f3na<\/h3>\n
Kor\u00f3na je hrub\u00e1 od 15 000 km a\u017e 1 alebo 2 mili\u00f3ny km. Je to najvrchnej\u0161ia a najteplej\u0161ia vrstva slne\u010dnej atmosf\u00e9ry. Mo\u017eno ju pozorova\u0165 po\u010das \u00fapln\u00fdch zatmen\u00ed Slnka alebo pomocou koronografu. Jej teplota dosahuje 1 000 000 K, \u010di\u017ee je asi stokr\u00e1t teplej\u0161ia ne\u017e fotosf\u00e9ra. Pr\u00ed\u010dina vysokej teploty kor\u00f3ny dodnes nie je uspokojivo vysvetlen\u00e1.<\/p>\n
Je extr\u00e9mne riedka, jej hustota dosahuje len 10^{11<\/sup> \u010dast\u00edc\/m^{3<\/sup>. Aj v kor\u00f3ne sa vyskytuj\u00fa erupcie a protuberancie. Rozp\u00ednan\u00edm kor\u00f3ny do okolit\u00e9ho priestoru vznik\u00e1 slne\u010dn\u00fd vietor. Pr\u00fadenie tepla nast\u00e1va smerom z kor\u00f3ny do ni\u017e\u0161\u00edch oblast\u00ed Slnka. Toto tepeln\u00e9 rozhranie, kde sa teplota n\u00e1hle men\u00ed z asi mili\u00f3na kelvinov v spodnej kor\u00f3ne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosf\u00e9re, je pr\u00e1ve prechodov\u00e1 oblas\u0165. Tvar kor\u00f3ny je premenliv\u00fd.<\/p>\n}}
Hmota kor\u00f3ny neust\u00e1le unik\u00e1 do okolit\u00e9ho priestoru r\u00fdchlos\u0165ou asi mili\u00f3n ton ka\u017ed\u00fa sekundu. Toto mno\u017estvo sa zvy\u0161uje a\u017e na miliardy ton pri slne\u010dn\u00fdch erupci\u00e1ch. N\u00e1hle \u00faniky hmoty sa naz\u00fdvaj\u00fa v\u00fdrony koron\u00e1lnej hmoty alebo ejekcia koron\u00e1lnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). V u\u017e\u0161om zmysle siaha kor\u00f3na do vzdialenosti nieko\u013ek\u00fdch slne\u010dn\u00fdch polomerov, v \u0161ir\u0161om zmysle za vrchn\u00fa \u010das\u0165 kor\u00f3ny mo\u017eno pova\u017eova\u0165 cel\u00fa oblas\u0165, kam siaha slne\u010dn\u00fd vietor, a\u017e po heliopauzu.<\/p>\n
Slne\u010dn\u00e1 energia<\/h2>\n
Termojadrov\u00e9 reakcie v strede Slnka produkuj\u00fa energiu 4,26 mili\u00f3na ton hmoty (pod\u013ea E = m \u00d7 c^{2<\/sup>) alebo energiu v\u00fdbuchu okolo 9,1\u00d710^{16<\/sup> ton TNT za sekundu. T\u00e1to termojadrov\u00e1 energia je zdrojom v\u0161etkej energie Slnka.<\/p>\n}}
$\"Fotografia$ <\/a>
Fotografia slne\u010dnej chromosf\u00e9ry vytvoren\u00e1 sondou Hinode (Solar-B) 12. janu\u00e1ra 2007<\/p><\/div>\n
Energia vznik\u00e1 vo forme fot\u00f3nov gama \u017eiarenia a neutr\u00edn. Na povrch Slnka, do fotosf\u00e9ry, sa energia dost\u00e1va prostredn\u00edctvom konvekcie, absorpcie a emisie a op\u00fa\u0161\u0165a ho v podobe elektromagnetickej radi\u00e1cie a neutr\u00edn (a v malej miere tie\u017e ako kinetick\u00e1 a term\u00e1lna energia slne\u010dn\u00e9ho vetra a ako energia magnetick\u00fdch pol\u00ed). V\u0161etko elektromagnetick\u00e9, \u010di\u017ee aj vidite\u013en\u00e9 svetlo, op\u00fa\u0161\u0165a Slnko cez fotosf\u00e9ru. Ka\u017ed\u00fa sekundu vy\u017eiari Slnko to\u013eko energie, \u017ee by to sta\u010dilo pokry\u0165 potreby cel\u00e9ho sveta na viac ne\u017e 1 000 rokov.<\/p>\n
Tlak \u017eiarenia, ktor\u00e9 sa dost\u00e1va na povrch Slnka, je obrovsk\u00fd, a vyrovn\u00e1va p\u00f4sobenie gravita\u010dnej sily, ktorou s\u00fa v\u0161etky \u010dasti Slnka pri\u0165ahovan\u00e9 k jeho stredu. V\u010faka tomu sa Slnko pod vplyvom svojej obrovskej gravit\u00e1cie nezmen\u0161uje, ani sa nerozp\u00edna pod vplyvom tlaku \u017eiarenia. Hovor\u00edme, \u017ee Slnko je v hydrostatickej rovnov\u00e1he.<\/p>\n
Slne\u010dn\u00e9 neutr\u00edna mo\u017eno detegova\u0165 pomocou neutr\u00ednov\u00fdch detektorov. Sledovanie slne\u010dn\u00fdch neutr\u00edn n\u00e1m m\u00f4\u017ee poskytn\u00fa\u0165 inform\u00e1cie o jadre Slnka v takmer re\u00e1lnom \u010dase na rozdiel od fot\u00f3nov, ktor\u00fdm cesta do fotosf\u00e9ry trv\u00e1 st\u00e1tis\u00edce a\u017e mili\u00f3ny rokov. Neutr\u00edna toti\u017e s hmotou reaguj\u00fa len ve\u013emi slabo a vysok\u00e1 hustota vn\u00fatra Slnka ich teda nezdr\u017euje v ceste do kozmu. S\u00fa\u010dasn\u00fd po\u010det pozorovan\u00fdch slne\u010dn\u00fdch neutr\u00edn je v\u0161ak asi trikr\u00e1t men\u0161\u00ed ako po\u010det neutr\u00edn predpovedan\u00fdch te\u00f3riou. Tento rozdiel medzi predpokladan\u00fdm a skuto\u010dn\u00fdm po\u010dtom neutr\u00edn sa dlho nepodarilo uspokojivo vysvetli\u0165. Meranie neutr\u00ednov\u00e9ho detektora Subdury Neutrino Observatory v\u0161ak potvrdilo predpokladan\u00fa te\u00f3riu, \u017ee neutr\u00edna maj\u00fa nenulov\u00fa hmotnos\u0165 a \u017ee po\u010das svojej cesty zvn\u00fatra Slnka k Zemi neutr\u00edna osciluj\u00fa medzi elektr\u00f3nov\u00fdm neutr\u00ednom, mi\u00f3nov\u00fdm neutr\u00ednom a tau\u00f3nov\u00fdm neutr\u00ednom. Detektory pou\u017e\u00edvaj\u00face chl\u00f3r alebo g\u00e1lium v\u0161ak mohli zachyti\u0165 len elektr\u00f3nov\u00e9 neutr\u00edna, \u010di\u017ee len tretinu celkov\u00e9ho po\u010dtu slne\u010dn\u00fdch neutr\u00edn.<\/p>\n
Od svojho vzniku u\u017e Slnko spotrebovalo polovicu svojich z\u00e1sob vod\u00edka. \u010eal\u0161\u00edch pribli\u017ene 5 mili\u00e1rd rokov bude e\u0161te v Slnku prebieha\u0165 termonukle\u00e1rna reakcia, a\u017e k\u00fdm sa nemin\u00fa z\u00e1soby vod\u00edka v jadre. Vtedy sa na kr\u00e1tky \u010das poru\u0161\u00ed hydrostatick\u00e1 rovnov\u00e1ha. V kone\u010dnom d\u00f4sledku naru\u0161enia rovnov\u00e1hy sa vonkaj\u0161ie vrstvy Slnka naf\u00faknu do rozmerov tzv. \u010derven\u00e9ho obra, \u010d\u00edm pravdepodobne pohltia niektor\u00e9 vn\u00fatorn\u00e9 plan\u00e9ty na\u0161ej s\u00fastavy.<\/p>\n
Magnetick\u00e9 pole Slnka<\/h2>\n
$\"Slne\u010dn\u00e9$ <\/a>
Slne\u010dn\u00e9 \u0161kvrny s\u00fa najvidite\u013enej\u0161\u00edm prejavom slne\u010dnej aktivity. Vznikaj\u00fa v miestach, kde magnetick\u00e9 pole zabra\u0148uje pr\u00fadeniu tepla z vn\u00fatorn\u00fdch \u010dast\u00ed Slnka, a preto sa toto miesto ochlad\u00ed a v porovnan\u00ed s okolit\u00fdm prostred\u00edm stmavne.<\/p><\/div>\n
Slnko m\u00e1 siln\u00e9 magnetick\u00e9 pole. Celkov\u00e9 magnetick\u00e9 pole Slnka m\u00e1 hodnotu pribli\u017ene 10^{\u22124<\/sup> Tesla, lok\u00e1lne polia slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n dosahuj\u00fa a\u017e 10^{\u22121<\/sup> T. V\u00e4\u010d\u0161ina \u00fatvarov na jeho povrchu, ako aj slne\u010dn\u00e1 aktivita, \u00fazko s\u00favisia s magnetick\u00fdm po\u013eom. Slnko je magneticky premenn\u00e1 hviezda. Polarita jeho po\u013ea a orient\u00e1cia jeho silo\u010diar sa men\u00ed spolu s 11-ro\u010dn\u00fdm slne\u010dn\u00fdm cyklom. V maxime slne\u010dn\u00e9ho cyklu je magnetick\u00e9 pole Slnka ve\u013emi zlo\u017eit\u00e9, v minime je najviac zast\u00fapen\u00fd dvojp\u00f3lov\u00fd moment.<\/p>\n}}
Celkov\u00e9 magnetick\u00e9 pole vzniklo v p\u00f4vodnom magnetizme plynno-prachovej slne\u010dnej hmloviny, z ktorej sa sformovalo Slnko a ostatn\u00e9 objekty Slne\u010dnej s\u00fastavy. Toto pole sa pod\u013ea posledn\u00fdch meran\u00ed vyskytuje v\u0161ade na Slnku. \u010eal\u0161ia zlo\u017eka celkov\u00e9ho magnetick\u00e9ho po\u013ea s\u00fa tzv. lok\u00e1lne magnetick\u00e9 polia. S\u00fa ve\u013emi premenliv\u00e9 a najsilnej\u0161ie sa nach\u00e1dzaj\u00fa v miestach tzv. akt\u00edvnych oblast\u00ed. Vznik tohoto magnetick\u00e9ho po\u013ea, ako aj vznik a v\u00fdvoj fotosf\u00e9rick\u00fdch, chromosf\u00e9rick\u00fdch a koron\u00e1lnych objektov, nevieme zatia\u013e celkom vysvetli\u0165.<\/p>\n
Fyzik\u00e1lne pohyby Slnka<\/h2>\n
Rot\u00e1cia<\/h3>\n
Ako v\u0161etky hviezdy, aj Slnko rotuje. Plazma, z ktorej je Slnko zlo\u017een\u00e9, umo\u017e\u0148uje, aby sa toto teleso neot\u00e1\u010dalo okolo osi rovnakou r\u00fdchlos\u0165ou v celom svojom objeme. Na rovn\u00edku rotuje r\u00fdchlej\u0161ie ako vo vy\u0161\u0161\u00edch heliografick\u00fdch \u0161\u00edrkach. Tak\u00e1to nerovnomern\u00e1 rot\u00e1cia sa naz\u00fdva diferenci\u00e1lna rot\u00e1cia a okrem hviezd je typick\u00e1 aj pre plynn\u00e9 plan\u00e9ty. Kv\u00f4li tomuto rozdielu je magnetick\u00e9 pole Slnka deformovan\u00e9 a tvarom pripom\u00edna silotrubicu. T\u00e1to deform\u00e1cia magnetick\u00e9ho po\u013ea tie\u017e sp\u00f4sobuje erupcie a sp\u00fa\u0161\u0165a vytv\u00e1ranie slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n a protuberanci\u00ed.<\/p>\n
Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnan\u00ed s in\u00fdmi hviezdami hlavnej postupnosti pomaly. Na rovn\u00edku sa oto\u010d\u00ed raz za 25,38 d\u0148a, na p\u00f3loch raz za 36 dn\u00ed. Vn\u00fatro Slnka sa ot\u00e1\u010da ako tuh\u00e9 teleso jednotnou r\u00fdchlos\u0165ou jedna ot\u00e1\u010dka za 27 dn\u00ed. Toto je synodick\u00e1 doba rot\u00e1cie, \u010di\u017ee rot\u00e1cia, ktor\u00e1 berie do \u00favahy aj pohyb Zeme okolo Slnka.<\/p>\n
Obeh Slnka<\/h3>\n
Slnko sa vo\u010di Zemi a ostatn\u00fdm teles\u00e1m slne\u010dnej s\u00fastavy takmer nepohybuje. Napriek tomu ako ka\u017ed\u00e1 hviezda vykon\u00e1va v priestore pohyb. Hlavn\u00fdm pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 sveteln\u00fdch rokov za 226 MY (226 mili\u00f3nov rokov). Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dr\u00e1he, ale vykon\u00e1va zvl\u00e1\u0161tny pohyb po tzv. galaktick\u00fdch epicykloch. Galaktick\u00fd epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kru\u017enici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa naz\u00fdva galaktick\u00fd rok. Slnko m\u00e1 zhruba 15 a\u017e 20 galaktick\u00fdch rokov, \u010di\u017ee od svojho vzniku absolvovalo u\u017e 15 a\u017e 20 obehov.<\/p>\n
Slne\u010dn\u00e1 aktivita<\/h2>\n
Slne\u010dn\u00e1 aktivita je komplex dynamick\u00fdch javov, ktor\u00e9 sa v obmedzenom \u010dase a priestore vyskytuj\u00fa na slne\u010dnom povrchu alebo tesne pod n\u00edm. N\u00e1sledkom t\u00fdchto procesov je zmena magnetick\u00e9ho po\u013ea a zmena mno\u017estva vyvrhovan\u00fdch \u010dast\u00edc do okolit\u00e9ho priestoru. Elektricky nabit\u00e9 a neutr\u00e1lne \u010dastice op\u00fa\u0161\u0165aj\u00face kor\u00f3nu a s nimi s\u00favisiace \u017eiarenie a elektromagnetick\u00e9 polia sa naz\u00fdvaj\u00fa slne\u010dn\u00fd vietor. \u010castice slne\u010dn\u00e9ho vetra sa pohybuj\u00fa po zakriven\u00fdch \u0161pir\u00e1lovit\u00fdch dr\u00e1hach. Je to preto, lebo sleduj\u00fa silo\u010diary slne\u010dn\u00e9ho magnetick\u00e9ho po\u013ea, ktor\u00e9 v d\u00f4sledku svojej rot\u00e1cie deformuje magnetick\u00e9 pole do tvaru tzv. Archimedovych \u0161pir\u00e1l. Tie plan\u00e9ty slne\u010dnej s\u00fastavy, ktor\u00e9 maj\u00fa magnetick\u00e9 pole, v\u00e4\u010d\u0161inu \u010dast\u00edc slne\u010dn\u00e9ho vetra od seba odkl\u00e1\u0148aj\u00fa. Mno\u017estvo slne\u010dn\u00e9ho vetra z\u00e1vis\u00ed nielen od slne\u010dnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadia\u013e ho op\u00fa\u0161\u0165a. Najv\u00e4\u010d\u0161ie mno\u017estv\u00e1 slne\u010dn\u00e9ho vetra sa uvo\u013e\u0148uj\u00fa cez tzv. koron\u00e1lne diery. Ka\u017ed\u00fa sekundu Slnko opust\u00ed asi 1 mili\u00f3n ton slne\u010dnej plazmy. Od svojho vzniku a\u017e dodnes v\u0161ak takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.<\/p>\n
$\"Vzplanutie$ <\/a>
Vzplanutie v slne\u010dnej fotosf\u00e9re zaznamenan\u00e9 v oblasti extr\u00e9mneho ultrafialov\u00e9ho \u017eiarenia<\/p><\/div>\n
V peri\u00f3de slne\u010dn\u00e9ho cyklu sa men\u00ed tie\u017e celkov\u00e9 mno\u017estvo jeho \u017eiarenia \u2013 celkov\u00e9 vy\u017earovanie, naz\u00fdvan\u00e9 tie\u017e nespr\u00e1vne aj slne\u010dn\u00e1 kon\u0161tanta. T\u00e1to hodnota v\u0161ak nie je kon\u0161tantn\u00e1. Ka\u017ed\u00fd \u0161tvorcov\u00fd meter slne\u010dn\u00e9ho povrchu vy\u017eiari za sekundu do priestoru 62,86\u00d710^{6<\/sup>, cel\u00fd povrch Slnka 3,826\u00d710^{26<\/sup> J. Na Zem z toho dopad\u00e1 asi 2\u00d710^{17<\/sup> J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odr\u00e1\u017ea a rozpty\u013euje zemsk\u00e1 atmosf\u00e9ra.<\/p>\n}}}
V bl\u00edzkosti Zeme dosahuje slne\u010dn\u00fd vietor r\u00fdchlos\u0165 od 300 do 800 km\/h. Mno\u017estvo slne\u010dn\u00e9ho vetra sa zv\u00fd\u0161i aj vtedy, ke\u010f d\u00f4jde k v\u00fdronu koron\u00e1lnej hmoty v d\u00f4sledku slne\u010dnej erupcie. V\u00fdron koron\u00e1lnej hmoty m\u00e1 nepriazniv\u00fd vplyv na dru\u017eice a astronautov na obe\u017enej dr\u00e1he. Na Zemi sp\u00f4sobuje geomagnetick\u00e9 b\u00farky, ktor\u00e9 maj\u00fa za n\u00e1sledok poruchy navig\u00e1cie, v\u00fdpadky bezdr\u00f4tov\u00e9ho spojenia, pr\u00edpadne v\u00fdpadky elektrick\u00e9ho pr\u00fadu. Slne\u010dn\u00e1 aktivita sa men\u00ed v z\u00e1vislosti od slne\u010dn\u00e9ho cyklu. Stredn\u00e1 d\u013a\u017eka slne\u010dn\u00e9ho cyklu je 11 rokov. Tento cyklus m\u00e1 asymetrick\u00fd tvar: n\u00e1beh cyklu do maxima trv\u00e1 pribli\u017ene 4 roky, jeho pokles k minimu je pomal\u0161\u00ed \u2013 7 rokov. Jeho najvidite\u013enej\u0161\u00edm prejavom s\u00fa slne\u010dn\u00e9 \u0161kvrny. V \u010dase slne\u010dn\u00e9ho minima sa na Slnku takmer nevyskytuj\u00fa, v maxime je ich zase ve\u013ek\u00e9 mno\u017estvo. Maxim\u00e1 v\u00fdskytu \u0161kv\u0155n nie s\u00fa rovnak\u00e9, preto\u017ee ich prekr\u00fdva druh\u00fd, 80-ro\u010dn\u00fd slne\u010dn\u00fd cyklus. \u010eal\u0161\u00edm prejavom slne\u010dnej aktivity s\u00fa protuberancie. Protuberancie s\u00fa gigantick\u00e9 v\u00fdrony plynu do slne\u010dnej atmosf\u00e9ry, ktor\u00e9 m\u00f4\u017eu nadobudn\u00fa\u0165 tvar slu\u010diek.<\/p>\n
Obiehaj\u00face teles\u00e1<\/h2>\n
Bli\u017e\u0161ie inform\u00e1cie v hlavnom \u010dl\u00e1nku: Slne\u010dn\u00e1 s\u00fastava<\/a><\/em><\/p>\n
Slnko je jednozna\u010dne dominantn\u00e9 teleso slne\u010dnej s\u00fastavy. M\u00e1 745-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161iu hmotnos\u0165 ako v\u0161etky jej plan\u00e9ty spolu s Plutom<\/a> dokopy. Slnko obiehaj\u00fa plan\u00e9ty, asteroidy, meteoroidy, kom\u00e9ty a prach. Nie v\u0161etky objekty prech\u00e1dzaj\u00face slne\u010dnou s\u00fastavou s\u00fa gravita\u010dne zachyten\u00e9 na obe\u017en\u00fdch dr\u00e1hach okolo Slnka, ale tieto v\u00fdnimky s\u00fa zriedkav\u00e9 a ich hmotnos\u0165 je mal\u00e1. Medzihviezdne \u010dastice prech\u00e1dzaj\u00face slne\u010dnou s\u00fastavou maj\u00fa priemern\u00fa r\u00fdchlos\u0165 26 km\/s a ich rozmery len zriedka presiahnu jeden mikrometer.<\/p>\n
Obe\u017en\u00e9 dr\u00e1hy telies s\u00fa vo ve\u013ekej v\u00e4\u010d\u0161ine pr\u00edpadov eliptick\u00e9. Ich pohyb okolo Slnka popisuj\u00fa Keplerove z\u00e1kony. Na to, aby teleso opustilo obe\u017en\u00fa dr\u00e1hu okolo Slnka vo vzdialenosti 1 AU, mus\u00ed vyvin\u00fa\u0165 minim\u00e1lne tretiu kozmick\u00fa r\u00fdchlos\u0165.<\/p>\n
Vznik a v\u00fdvoj<\/h2>\n
Bli\u017e\u0161ie inform\u00e1cie v hlavnom \u010dl\u00e1nku: Vznik a v\u00fdvoj slne\u010dnej s\u00fastavy<\/a><\/em><\/p>\n
Slnko pravdepodobne vzniklo spolu s celou slne\u010dnou s\u00fastavou zo slne\u010dnej hmloviny. P\u00f4vodn\u00e1 medzihviezdna hmota sa zhruba pred 7 miliardami rokov rozpadla na mal\u00e9 a relat\u00edvne hust\u00e9 \u00fatvary \u2013 globuly. Materi\u00e1l v strede globuly sa v\u010faka gravita\u010dnej kontrakcii postupne zahus\u0165oval. Odstrediv\u00e1 sila zr\u00fdch\u013euj\u00facej sa rot\u00e1cie hmloviny splo\u0161tila p\u00f4vodne gu\u013eat\u00fa globulu do protoplanet\u00e1rneho disku. V jeho strede sa utvorila protohviezda, v ktorej strede na\u010falej r\u00e1stla hustota a tlak, a\u017e k\u00fdm sa nezap\u00e1lili termojadrov\u00e9 reakcie a Slnko sa nedostalo do stabiln\u00e9ho \u0161t\u00e1dia hlavnej postupnosti.<\/p>\n
D\u013a\u017eka \u017eivota hviezdy typu G2 je pribli\u017ene 10 mili\u00e1rd rokov (10 GY) a Slnko vzniklo asi pred 4,5 miliardami rokov. \u010cak\u00e1 ho teda e\u0161te pribli\u017ene \u010fal\u0161\u00edch 5 mili\u00e1rd rokov stabilnej existencie. Potom sa z\u00e1soby vod\u00edka v jeho jadre min\u00fa, termojadrov\u00e9 reakcie na chv\u00ed\u013eu prestan\u00fa a tlak \u017eiarenia prestane p\u00f4sobi\u0165 proti tlaku jeho vlastnej gravit\u00e1cie. Jadro sa zmr\u0161t\u00ed, jeho teplota a tlak sa zv\u00fd\u0161i a d\u00f4jde k synt\u00e9ze h\u00e9lia na \u010fal\u0161ie chemick\u00e9 prvky, napr\u00edklad uhl\u00edk a kysl\u00edk. To mu zabezpe\u010d\u00ed stabilitu na \u010fal\u0161\u00edch p\u00e1r mili\u00f3nov a\u017e mili\u00e1rd rokov. Vonkaj\u0161ie vrstvy sa v\u0161ak za\u010dn\u00fa rozp\u00edna\u0165, redn\u00fa\u0165 a chladn\u00fa\u0165. Slnko prejde do \u0161t\u00e1dia \u010derven\u00e9ho obra. Jeho rozp\u00ednaj\u00faci sa povrch pohlt\u00ed Merk\u00far, Venu\u0161u a mo\u017eno aj Zem.<\/p>\n
Z\u00e1soby h\u00e9lia v jadre v\u0161ak tie\u017e nie s\u00fa ve\u010dn\u00e9. Po ich minut\u00ed op\u00e4\u0165 d\u00f4jde k zastaveniu jadrov\u00fdch reakci\u00ed a tentoraz u\u017e nebude ma\u0165 \u010do zabr\u00e1ni\u0165 jadru Slnka v gravita\u010dnom kolapse. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmen\u00ed sa na bieleho trpasl\u00edka \u2013 mal\u00fa hust\u00fa hor\u00facu hviezdu svietiacu v\u0161ak iba z na\u017eiaren\u00fdch z\u00e1sob. Vonkaj\u0161ie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zv\u00e4\u010d\u0161uj\u00facu planet\u00e1rnu hmlovinu. Biely trpasl\u00edk napokon vychladne. Hmlovina sa rozpt\u00fdli a m\u00f4\u017ee sl\u00fa\u017ei\u0165 ako \u010das\u0165 materi\u00e1lu pre vznik novej hviezdy a planet\u00e1rnej s\u00fastavy.<\/p>\n
Zdanliv\u00fd pohyb Slnka po oblohe<\/h2>\n
$\"Zdanliv\u00fd$ <\/a>
Zdanliv\u00fd denn\u00fd pohyb Slnka po oblohe na 50. stupni severnej zemepisnej \u0161\u00edrky, \u010do je bl\u00edzke zemepisnej \u0161\u00edrke Slovenska<\/p><\/div>\n
Zem obieha okolo Slnka a z\u00e1rove\u0148 rotuje okolo svojej osi. V\u010faka rot\u00e1cii Zeme smerom zo z\u00e1padu na v\u00fdchod sa Slnko zdanlivo pohybuje opa\u010dn\u00fdm smerom \u2013 z v\u00fdchodu na z\u00e1pad. Azimut jeho v\u00fdchodu a z\u00e1padu sa men\u00ed v z\u00e1vislosti od ro\u010dn\u00e9ho obdobia. V r\u00e1mci zemepisnej \u0161\u00edrky ost\u00e1va rovnak\u00fd len uhol, pod ktor\u00fdm vych\u00e1dza a zapad\u00e1. Na 48\u00b0 severnej zemepisnej \u0161\u00edrky (ju\u017en\u00e9 \u010dasti Slovenska) Slnko vych\u00e1dza aj zapad\u00e1 pod uhlom 42\u00b0. Na rovn\u00edku Slnko vych\u00e1dza a zapad\u00e1 pod uhlom 90\u00b0. Na p\u00f3loch je uhol jeho v\u00fdchodu nulov\u00fd \u2013 nad a pod obzor ho vyn\u00e1\u0161a len zdanliv\u00fd pohyb Slnka po ekliptike. Uhol, pod ktor\u00fdm Slnko vych\u00e1dza, ovplyv\u0148uje aj d\u013a\u017eku s\u00famraku. T\u00e1 je najmen\u0161ia na rovn\u00edku a najv\u00e4\u010d\u0161ia na p\u00f3loch.<\/p>\n
Obeh Zeme okolo Slnka sp\u00f4sobuje zdanliv\u00fd pohyb Slnka po ekliptike. Tento pohyb sa deje proti smeru zemskej rot\u00e1cie. Preto je slne\u010dn\u00fd \u2013 synodick\u00fd de\u0148 o \u0161tyri min\u00faty dlh\u0161\u00ed ako hviezdny \u2013 siderick\u00fd. Slnko postupne prech\u00e1dza zvieratn\u00edkov\u00fdmi s\u00fahvezdiami a znameniami zvieratn\u00edka. Dvakr\u00e1t za rok prejde Slnko svetov\u00fdm rovn\u00edkom a to v \u010dase rovnodennosti. Od svetov\u00e9ho rovn\u00edka sa nikdy nevzdiali na v\u00e4\u010d\u0161iu vzdialenos\u0165 ako 23,5\u00b0 (sklon rota\u010dnej osi Zeme). T\u00fdm sa men\u00ed maxim\u00e1lna v\u00fd\u0161ka Slnka nad ju\u017en\u00fdm bodom horizontu. Na 48. rovnobe\u017eke sa jeho v\u00fd\u0161ka men\u00ed od 18,5\u00b0 (zimn\u00fd slnovrat) do 65,5\u00b0 (letn\u00fd slnovrat). Od v\u00fd\u0161ky Slnka nad obzorom z\u00e1vis\u00ed hr\u00fabka atmosf\u00e9ry, cez ktor\u00fa jeho \u017eiarenie prech\u00e1dza. \u010c\u00edm hrub\u0161iu vrstvu atmosf\u00e9ry mus\u00ed slne\u010dn\u00e9 \u017eiarenie prekona\u0165, t\u00fdm viac sa ho pohlt\u00ed a t\u00fdm menej ho dopadne na povrch. Preto je v zime, ke\u010f je Slnko n\u00edzko, omnoho chladnej\u0161ie ako v lete, ke\u010f Slnko stoj\u00ed vysoko. Na obeh Zeme okolo Slnka sa vz\u0165ahuj\u00fa ekliptik\u00e1lne s\u00faradnice. Nako\u013eko Zem obieha Slnko nerovnomernou r\u00fdchlos\u0165ou, Slnko nekulminuje ka\u017ed\u00fd de\u0148 presne o dvan\u00e1stej, resp. v letnom \u010dase o jednej hodine. Tieto rozdiely medzi prav\u00fdm slne\u010dn\u00fdm \u010dasom a stredn\u00fdm slne\u010dn\u00fdm \u010dasom vyrovn\u00e1va \u010dasov\u00e1 rovnica. Odfotografovan\u00edm ka\u017edodennej polohy Slnka o tom istom \u010dase dostaneme krivku s n\u00e1zvom analema.<\/p>\n
Zatmenie Slnka<\/h2>\n
$\"\u00dapln\u00e9$ <\/a>
\u00dapln\u00e9 zatmenie Slnka. Na tejto fotografii je dobre vidite\u013en\u00e1 fotosf\u00e9ra, kor\u00f3na aj protuberancie.<\/p><\/div>\n
Zatmenie Slnka je jav, pri ktorom sa Slnko, Mesiac a Zem dostan\u00fa do jednej priamky. Stane sa to vtedy, ke\u010f je Mesiac v nove a z\u00e1rove\u0148 v bl\u00edzkosti roviny ekliptiky. Na ur\u010dit\u00fdch miestach pri poh\u013eade zo Zeme Mesiac do\u010dasne zakryje Slnko. Zhodou okolnost\u00ed je pre pozemsk\u00e9ho pozorovate\u013ea uhlov\u00e1 ve\u013ekos\u0165 Slnka pribli\u017ene rovnak\u00e1 ako uhlov\u00e1 ve\u013ekos\u0165 Mesiaca, tak\u017ee mesa\u010dn\u00fd disk m\u00f4\u017ee Slnko \u00faplne zakry\u0165. Vtedy hovor\u00edme o \u00faplnom zatmen\u00ed. \u00dapln\u00e9 zatmenie Slnka sa prejav\u00ed len na \u00fazkom p\u00e1se, ktor\u00fd sa naz\u00fdva p\u00e1s totality. Mimo tohto p\u00e1su je ove\u013ea \u0161ir\u0161ia oblas\u0165, z ktorej mo\u017eno pozorova\u0165 \u010diasto\u010dn\u00e9 zatmenie. Pri \u010diasto\u010dnom zatmen\u00ed Mesiac zakryje len \u010das\u0165 slne\u010dn\u00e9ho disku a tak\u00fdto pokles jasnosti v\u00e4\u010d\u0161inou nie je vo\u013en\u00fdm okom pozorovate\u013en\u00fd. V miestach \u00fapln\u00e9ho zatmenia Slnka d\u00f4jde k ochladeniu, zotmeniu a najjasnej\u0161ie hviezdy sa stan\u00fa vidite\u013en\u00fdmi. V minulosti sa v niektor\u00fdch kult\u00farach tomuto pr\u00edrodn\u00e9mu javu prisudzovali n\u00e1bo\u017eensk\u00e9 a mystick\u00e9 v\u00fdznamy. Niekedy sa zatmenia vyu\u017e\u00edvali aj na vojensk\u00e9 \u00fa\u010dely. Pre astron\u00f3mov mali \u00fapln\u00e9 zatmenia Slnka ve\u013ek\u00fd v\u00fdznam, preto\u017ee len po\u010das nich bolo mo\u017en\u00e9 pozorova\u0165 slne\u010dn\u00fa atmosf\u00e9ru a teles\u00e1 v tesnej uhlovej bl\u00edzkosti Slnka, ktor\u00e9 boli inak pre\u017eiaren\u00e9. Hoci v s\u00fa\u010dasnosti mo\u017eno ur\u010dit\u00e9 javy v slne\u010dnej atmosf\u00e9re pozorova\u0165 aj mimo zatmen\u00ed pom\u00f4ckou zvanou koronograf, slab\u0161ie vrstvy kor\u00f3ny a teles\u00e1 v tesnej bl\u00edzkosti Slnka sa mimo zatmenia zo Zeme pozorova\u0165 nedaj\u00fa. Pri prstencovom zatmen\u00ed Mesiac nezakryje Slnko celkom, ale po okrajoch zost\u00e1va vidite\u013en\u00fd \u00fazky prstenec slne\u010dn\u00e9ho kot\u00fa\u010da.<\/p>\n
Pozorovanie Slnka<\/h2>\n
Amat\u00e9rske pozorovanie<\/h3>\n
Slnko m\u00e1 na oblohe zdanliv\u00fd uhlov\u00fd priemer asi 0,5\u00b0, presnej\u0161ie 31 obl\u00fakov\u00fdch min\u00fat 59,2 sekundy v \u010dase strednej vzdialenosti od Zeme. Je to jedin\u00e1 hviezda, na ktorej povrchu s\u00fa pozorovate\u013en\u00e9 nejak\u00e9 detaily a tie\u017e jedin\u00e1 hviezda, ktor\u00fa m\u00f4\u017eeme (bez vyu\u017eitia \u0161peci\u00e1lnej optiky) pozorova\u0165 ako kot\u00fa\u010dik. Pozorovanie Slnka vo\u013en\u00fdm okom je v\u0161ak nebezpe\u010dn\u00e9. Aj letm\u00fd poh\u013ead na Slnko m\u00f4\u017ee v\u00e1\u017ene po\u0161kodi\u0165 zrak. Bezpe\u010dn\u00e9 nie je ani pozorovanie cez zadymen\u00e9 sklo. Na pozorovanie Slnka, \u010di u\u017e vo\u013en\u00fdm okom alebo \u010falekoh\u013eadom, sa odpor\u00fa\u010da pou\u017e\u00edva\u0165 \u0161peci\u00e1lne slne\u010dn\u00e9 filtre. U \u010falekoh\u013eadov je ove\u013ea bezpe\u010dnej\u0161ie pou\u017ei\u0165 objekt\u00edvov\u00e9 filtre ako okul\u00e1rov\u00e9. Okul\u00e1rov\u00e9 filtre sa m\u00f4\u017eu pou\u017e\u00edva\u0165 len pri refraktoroch a hroz\u00ed ich ne\u010dakan\u00e9 prasknutie alebo po\u0161kodenie zraku. Okul\u00e1rov\u00e9 filtre tie\u017e ve\u013emi za\u0165a\u017euj\u00fa optiku \u010falekoh\u013eadu.<\/p>\n
\u010eal\u0161\u00ed sp\u00f4sob pozorovania Slnka je projekcia. T\u00fa je takisto mo\u017en\u00e9 robi\u0165 len cez refraktor, najlep\u0161ie tri\u00e9der. Projekcia je premietanie obrazu Slnka cez neclonen\u00fd \u010falekoh\u013ead na podlo\u017eku, napr. papier. V\u00fdhodou tejto met\u00f3dy je, \u017ee takto m\u00f4\u017ee Slnko pozorova\u0165 viacero pozorovate\u013eov naraz a tie\u017e je to jedna z najbezpe\u010dnej\u0161\u00edch met\u00f3d pozorovania Slnka. \u010ealekoh\u013eadom je mo\u017en\u00e9 pozorova\u0165 Slnko tie\u017e fotograficky.<\/p>\n
$\"\u0160tudenti$ <\/a>
\u0160tudenti pri pozorovan\u00ed slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n met\u00f3dou projekcie<\/p><\/div>\n
Prakticky jedin\u00fd \u00fatvar, ktor\u00fd sa d\u00e1 na povrchu Slnka vidie\u0165 vo\u013en\u00fdm okom, je slne\u010dn\u00e1 \u0161kvrna, \u010dastej\u0161ie je v\u0161ak na ich pozorovanie potrebn\u00fd aspo\u0148 mal\u00fd \u010falekoh\u013ead. Za dobr\u00fdch podmienok s\u00fa \u010falekoh\u013eadom pozorovate\u013en\u00e9 aj p\u00f3ry a fakulov\u00e9 polia. Pri \u00faplnom zatmen\u00ed Slnka alebo za pou\u017eitia \u0161peci\u00e1lneho \u010falekoh\u013eadu je v\u0161ak mo\u017en\u00e9 vidie\u0165 aj p\u00f4sobiv\u00e9 protuberancie, chromosf\u00e9ru a kor\u00f3nu. Tieto \u00fatvary sa daj\u00fa pozorova\u0165 aj mimo zatmenia koronografom, ktor\u00fd v\u0161ak neumo\u017e\u0148uje vidie\u0165 napr\u00edklad cel\u00fa kor\u00f3nu, preto\u017ee slne\u010dn\u00e9 svetlo rozpt\u00fdlen\u00e9 v zemskej atmosf\u00e9re je intenz\u00edvnej\u0161ie ako svetlo vzdialenej\u0161\u00edch \u010dast\u00ed kor\u00f3ny.<\/p>\n
Pri vedeckom pozorovan\u00ed pozorovate\u013e vyp\u013a\u0148a pozorovac\u00ed protokol, do ktor\u00e9ho zazna\u010d\u00ed orient\u00e1ciu kresby, miesto pozorovania, d\u00e1tum a \u010das, pozorovacie podmienky, pou\u017eit\u00fd filter a intenzitu vidite\u013enosti jednotliv\u00fdch \u0161kv\u0155n. Pri zakres\u013eovan\u00ed slne\u010dn\u00fdch \u0161kv\u0155n cez \u010falekoh\u013ead sa musia prida\u0165 \u00fadaje o heliografickej d\u013a\u017eke stredu disku, heliografick\u00fa d\u013a\u017eku centr\u00e1lneho meridi\u00e1nu, pozi\u010dn\u00fd uhol rota\u010dnej osi Slnka a \u010d\u00edslo Carringhtonovej oto\u010dky v \u010dase pozorovania.<\/p>\n
Najv\u00e4\u010d\u0161ie slne\u010dn\u00e9 observat\u00f3ri\u00e1<\/h3>\n
Astron\u00f3movia sleduj\u00fa Slnko bu\u010f ve\u013ek\u00fdmi zrkadlov\u00fdmi \u010falekoh\u013eadmi, neutr\u00ednov\u00fdmi detektormi, slne\u010dn\u00fdmi r\u00e1dioteleskopmi, r\u00e1diointerferometrami, r\u00e1diopolarimetrami alebo r\u00e1diospektrografmi. Zrkadlov\u00e9 \u010falekoh\u013eady umo\u017e\u0148uj\u00fa sledova\u0165 napr\u00edklad slne\u010dn\u00fa fotosf\u00e9ru a javy prebiehaj\u00face na nej. Neutr\u00ednov\u00e9 detektory zachyt\u00e1vaj\u00fa slne\u010dn\u00e9 neutr\u00edna, patr\u00ed medzi ne napr\u00edklad Slne\u010dn\u00e9 observat\u00f3rium Kamiokande (Japonsko). R\u00e1dioteleskopy zhroma\u017e\u010fuj\u00fa r\u00e1diov\u00e9 \u017eiarenie Slnka pomocou jednej alebo nieko\u013ek\u00fdch parabolick\u00fdch ant\u00e9n. R\u00e1diointerferometer je zariadenie skladaj\u00face sa z dvoch alebo v\u00e4\u010d\u0161ieho po\u010dtu ant\u00e9n, ktor\u00e9 s\u00fa elektricky spojen\u00e9. R\u00e1diopolarimeter meria polariz\u00e1ciu slne\u010dn\u00e9ho r\u00e1diov\u00e9ho \u017eiarenia a r\u00e1diospektrograf zaznamen\u00e1va okam\u017eit\u00e9 rozdelenie spektr\u00e1lnej intenzity slne\u010dn\u00fdch r\u00e1diov\u00fdch \u00fakazov.<\/p>\n
P\u00e4\u0165 najv\u00e4\u010d\u0161\u00edch optick\u00fdch observat\u00f3ri\u00ed na svete, ktor\u00e9 sa \u0161pecializuj\u00fa na pozorovanie Slnka a slne\u010dn\u00fdch javov:<\/p>\n
\n
Big Bear Solar Observatory (Kalifornia, USA)<\/li>\n
GONG (Global Oscillation Network Group)<\/li>\n
High Altitude Observatory (Colorado, USA)<\/li>\n
Instituto de Astrof\u00edsica, (Kan\u00e1rske ostrovy)<\/li>\n
Kitt Peak National Solar Observatory (Arizona, USA)<\/li>\n<\/ul>\n
V\u00fdznamn\u00e9 slne\u010dn\u00e9 sondy<\/h3>\n
$\"Umeleck\u00e1$ <\/a>
Umeleck\u00e1 predstava observat\u00f3ria TRACE na zemskej orbite<\/p><\/div>\n
Slne\u010dn\u00e9 sondy s\u00fa zameran\u00e9 na v\u00fdskum Slnka, \u010domu je prisp\u00f4soben\u00e9 aj ich pr\u00edstrojov\u00e9 vybavenie. M\u00f4\u017eu by\u0165 umiestnen\u00e9 na zemskej orbite alebo obe\u017enej dr\u00e1he okolo Slnka. \u0160peci\u00e1lnym typom obe\u017enej dr\u00e1hy okolo Slnka je umiestnenie sondy v libra\u010dnom bode L1, \u010do je bod le\u017eiaci na priamke medzi Slnkom a Zemou, v ktorom sa gravita\u010dn\u00e9 sily Slnka a Zeme vyrovn\u00e1vaj\u00fa.<\/p>\n
Ulysses (ESA, NASA)<\/strong><\/p>\n
Sonda, ktor\u00e1 obiehala Slnko na dr\u00e1he nad slne\u010dn\u00fdmi p\u00f3lmi, v\u010faka \u010domu mohla pozorova\u0165 Slnko tak, ako to nie je mo\u017en\u00e9 zo Zeme alebo z roviny ekliptiky. Sl\u00fa\u017eila hlavne na v\u00fdskum slne\u010dn\u00e9ho vetra.<\/p>\n
SOHO (ESA, NASA)<\/strong><\/p>\n
Sonda obiehaj\u00faca Slnko v libra\u010dnom bode Zeme (L1). Cie\u013eom sondy SOHO je pozorovanie kor\u00f3ny a slne\u010dn\u00fdch oscil\u00e1ci\u00ed.<\/p>\n
TRACE (NASA)<\/strong><\/p>\n
Dru\u017eica obiehaj\u00faca okolo Zeme. Sl\u00fa\u017eila na v\u00fdskum kor\u00f3ny a rozhrania chromosf\u00e9ra\u2013kor\u00f3na a pom\u00e1hala lep\u0161ie pochopi\u0165 vz\u0165ahy medzi magnetick\u00fdm po\u013eom Slnka a doteraz nevysvetlen\u00fdm zahrievan\u00edm kor\u00f3ny.<\/p>\n
YOHKOH (NASA, Japonsko)<\/strong><\/p>\n
T\u00e1to sonda sledovala 10 rokov vysokoenergetick\u00e9 (r\u00f6ntgenov\u00e9 a gama) \u017eiarenie Slnka.<\/p>\n
STEREO (medzin\u00e1rodn\u00e1)<\/strong><\/p>\n
Dva takmer identick\u00e9 satelity, ktor\u00e9 Slnko sleduj\u00fa s\u00fa\u010dasne z dvoch r\u00f4znych miest na obe\u017enej dr\u00e1he Zeme okolo Slnka. Slnko zobrazuj\u00fa pomocou trojdimenzion\u00e1lneho zobrazenia.<\/p>\n
Hinode alebo Solar B (NASA, Japonsko, Spojen\u00e9 kr\u00e1\u013eovstvo)<\/strong><\/p>\n
Satelit na obe\u017enej dr\u00e1he okolo Zeme, ktor\u00fd sleduje slne\u010dn\u00fd magnetizmus, erupcie a \u0161trukt\u00faru a ohrev chromosf\u00e9ry a kor\u00f3ny.<\/p>\n
Solar Dynamics Observatory (NASA)<\/strong><\/p>\n
Americk\u00e9 slne\u010dn\u00e9 observat\u00f3rium obiehaj\u00face Zem vo v\u00fd\u0161ke 36 000 km. Fotografuje Slnko na mnoh\u00fdch r\u00f4znych vlnov\u00fdch d\u013a\u017ekach. Denne vytv\u00e1ra desiatky tis\u00edc fotiek na\u0161ej najbli\u017e\u0161ej hviezdy.<\/p>\n
Referencie<\/h2>\n\n
James F. Luhr a kol. (2004). Zem. Ikar, strana: 48. ISBN 80-551-0796-3.<\/li>\n
Aldebaran.cz – Slunce. Aldebaran.cz. pr\u00edstup: 2008-6-28.<\/li>\n
http:\/\/sohowww.nascom.nasa.gov\/explore\/faq.html#COLOR<\/li>\n
Josip Klezcek (2002). Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru, strany: 455. ISBN 80 \u2013 200-0906-X.
\n(1983)<\/li>\n
Ilustrovan\u00fd slovn\u00edk term\u00ednov slne\u010dnej a slne\u010dno-zemskej fyziky. Slovensk\u00e9 \u00fastredie amat\u00e9rskej astron\u00f3mie Hurbanovo, strany: 198 \u2013 199.<\/li>\n
Josip Klezcek (2002). Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru. Academia, Praha, strany: 461. ISBN 80-200-0906-X.<\/li>\n
Josip Klezcek (2002). Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru. Academia, Praha, strany: 456. ISBN 80-200-0906-X.<\/li>\n
R\u00f3bert \u010ceman (2002). VESM\u00cdR 1 Slne\u010dn\u00e1 s\u00fastava. Mapa Slovakia Bratislava, Bratislava, strany: 91. ISBN 80-8067-072-2.<\/li>\n
(2008). „Z\u00e1chyt medzihviezdnych \u010dast\u00edc v Slne\u010dnej s\u00fastave“. Kozmos XXXIX (5): strany: 24.<\/li>\n<\/ol>\n
Pozri aj<\/h2>\n
\n
Zatmenie Slnka<\/a><\/li>\n
Prechod Venu\u0161e<\/a><\/li>\n
Prechod Merk\u00fara<\/a><\/li>\n
V\u00fdchod Slnka<\/a><\/li>\n
Z\u00e1pad Slnka<\/a><\/li>\n
Pohyb Slnka<\/a><\/li>\n
De\u0148<\/a><\/li>\n<\/ul>\n
Zdroje<\/h2>\n
\n
Vojtech Ru\u0161in: Slnko – Na\u0161a najbli\u017e\u0161ia hviezda, VEDA, 2006<\/li>\n
R\u00f3bert \u010ceman a Eduard Pittich: VESM\u00cdR 1 Slne\u010dn\u00e1 s\u00fastava, MAPA Slovakia Bratislava<\/li>\n
Josip Kleczek: Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru, Praha, 2002<\/li>\n
Heather Couperov\u00e1 a Nigel Henbest: Encyklop\u00e9dia vesm\u00edru, Slovart, 2000<\/li>\n
Martin Rees: Vesm\u00edr, Ikar, a. s., Bratislava, 2006<\/li>\n
Kete\u0159ina Andr\u00e9eov\u00e1 (2007). „Kdy\u017e to vane od Slunce“. ASTROPIS: 6 \u2013 10.<\/li>\n
Ivan Dobrotovi\u010d: Pozorovanie slne\u010dnej fotosf\u00e9ry, Slovensk\u00e1 \u00fastredn\u00e1 hvezd\u00e1re\u0148 Hurbanovo, 1993<\/li>\n<\/ul>\n
Extern\u00e9 odkazy<\/h2>\n
Po slovensky<\/h3>\n
\n
Vesm\u00edr okolo n\u00e1s (\u0160trukt\u00fara Slnka)<\/a><\/li>\n<\/ul>\n
Po \u010desky<\/h3>\n
\n
\u017dE\u0147 OBJEV\u016e 1998 (J. Grygar)<\/a><\/li>\n<\/ul>\n
Po anglicky<\/h3>\n
\n
S\u00fa\u010dasn\u00e9 SOHO z\u00e1bery<\/a><\/li>\n
Domovsk\u00e1 str\u00e1nka NASA Eclipse<\/a><\/li>\n
Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satelit<\/a><\/li>\n
Sol\u00e1rny zvuk<\/a><\/li>\n
Spaceweather.com<\/a><\/li>\n
Farba Slnka<\/a><\/li>\n<\/ul>\n
Mohlo by v\u00e1s zauj\u00edma\u0165<\/h2>\n
\n
Zauj\u00edmavosti o Slnku<\/a><\/li>\n
Fakty, ktor\u00e9 by mal o vesm\u00edre vedie\u0165 \u00faplne ka\u017ed\u00fd<\/a><\/li>\n
Prechod Merk\u00fara pred Slnkom<\/a><\/li>\n
Vybran\u00e9 kozmick\u00e9 observat\u00f3ri\u00e1<\/a><\/li>\n<\/ul>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Prv\u00fdkr\u00e1t publikovan\u00e9 na slovenskej Wikip\u00e9dii. Autor: Jana Plauchov\u00e1 ako Eryn Blaireov\u00e1. Spoluautori: Liso (zakladate\u013e, \u010das\u0165 textu, formul\u00e1cia, preklepy), Bronto (\u010das\u0165 textu, formul\u00e1cia), Atomique (gramatika, preklepy), IP 212.81.31.97 (poradie sekci\u00ed), IP 213.81.237.66 (oprava preklepu), IP 158.193.49.103 (oprava preklepov), Bebe (formul\u00e1cia), Maros (oprava slova, preklepy, formul\u00e1cia), MisoH (formul\u00e1cia), Juloml (doplnenie \u201ePozri aj\u201c), Helix84 (formul\u00e1cia, preklepy), Sisua (gramatika, (pokračovať v čítaní…) <\/a><\/span><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"parent":677,"menu_order":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","template":"","meta":{"footnotes":""},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/2887"}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=2887"}],"version-history":[{"count":13,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/2887\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":6687,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/2887\/revisions\/6687"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/677"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=2887"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}