lukasjanek/skquad huggingface dataset:
Pierre André Latreille

Narodil sa v skromných pomeroch v meste Brive-la-Gaillarde a v roku 1778 začal študovať college Lemoine v Paríži. Po vysvätení za kňaza v roku 1786 sa vrátil nazad do Brives, kde trávil všetok svoj voľný čas štúdiom hmyzu. V roku 1788 odišiel do Paríža a stal sa aktívnym členom tunajšej vedeckej komunity. Ako kňaz s konzervatívnym vzdelaním odmietol Francúzsku revolúciu, opustil Paríž a neskôr bol uväznený v Bordeaux. V roku 1796 vydal v Brives svoju známu prácu: Précis des caractères génériques des insectes, disposés dans un ordre naturel.

Otázka: Kde sa narodil entomológ Pierre André Latreille ?
Odpoveď: Narodil sa v skromných pomeroch v meste Brive-la-Gaillarde

Otázka: V ktorom roku bol entomológ Pierre André Latreille vysvätený za kňaza ?
Odpoveď: v roku 1786
Vz. 82

Pištoľ vz. 82 skonštruovala Česká zbrojovka, zbraň bola vyrábaná od roku 1983, ten istý rok začala byť zaraďovaná do vtedajšej Československej ľudovej armády, kde postupne nahradila pištoľ vz. 52. V zbore národnej bezpečnosti nahradila pištole vzor 50 a vzor 70. Pištoľ vz. 82 prevzala aj Polícia Českej republiky a Policajný zbor slovenskej republiky. Polícia Českej republiky nahradila postupne od roku 2001 pištoľ vzor 82 prevažne pištoľou CZ 75D Compact. Policajný zbor slovenskej republiky v roku 2016 prezbrojil na pištoľ Glock Model 17 Gen4.

Otázka: Kto ešte prevzal pištoľ vz.82 ?
Odpoveď: Polícia Českej republiky a Policajný zbor slovenskej republiky

Otázka: Kto skonštruoval pištoľ vz . 82 ?
Odpoveď: Česká zbrojovka

Otázka: Od ktorého roku bola vyrábaná pištoľ vz . 82 ?
Odpoveď: od roku 1983

Otázka: Ktorú pištoľ nahradila vz.82 v Československej ľudovej armáde ?
Odpoveď: nahradila pištoľ vz. 52

Otázka: Ktorá pištoľ postupne od roku 2001 nahradila pištoľ vz . 82 ?
Odpoveď: CZ 75D Compact
Slnko

Ako všetky hviezdy, aj Slnko rotuje. Plazma, z ktorej je Slnko zložené, umožňuje, aby sa toto teleso neotáčalo okolo osi rovnakou rýchlosťou v celom svojom objeme. Na rovníku rotuje rýchlejšie ako vo vyšších heliografických šírkach. Takáto nerovnomerná rotácia sa nazýva diferenciálna rotácia a okrem hviezd je typická aj pre plynné planéty. Kvôli tomuto rozdielu je magnetické pole Slnka deformované a tvarom pripomína silotrubicu. Táto deformácia magnetického poľa tiež spôsobuje erupcie a spúšťa vytváranie slnečných škvŕn a protuberancií.

Otázka: Rotuje Slnko vo všetkých miestach rovnako rýchlo ?
Odpoveď: Na rovníku rotuje rýchlejšie ako vo vyšších heliografických šírkach.

Otázka: Ako nazývame nerovnomernú rotáciu Slnka ?
Odpoveď: diferenciálna rotácia

Otázka: Aký tvar má magnetické pole Slnka ?
Odpoveď: je magnetické pole Slnka deformované a tvarom pripomína silotrubicu.

Otázka: Je Slnko schopné rotácie ?
Odpoveď: Ako všetky hviezdy, aj Slnko rotuje.

Otázka: Čo umožňuje Slnku rotáciu ?
Odpoveď: Plazma, z ktorej je Slnko zložené, umožňuje, aby sa toto teleso neotáčalo okolo osi rovnakou rýchlosťou v celom svojom objeme.
Slnko

Druhá polovica 19. storočia bola venovaná intenzívnemu štúdiu Slnka a hviezd, pretože už bolo známe, že Slnko je tiež hviezda, a poznávanie Slnka nám umožňuje poznať aj ostatné hviezdy, a naopak, výskum hviezd pomôže prehĺbiť poznatky o Slnku. Príčina jeho žiarenia však ostávala dlho nejasná. Jedna hypotéza vyslovená škótskym inžinierom Johnom Waterstonom, hovorila, že vyžiarená energia pochádza z gravitačnej kontrakcie Slnka. Druhá hypotéza, ktorú predložil J. Mayer, hovorila, že teplota Slnka je udržiavaná dopadmi meteoritov na jeho povrch. Ďalším významným krokom v spoznávaní Slnka bol objav spektroskopie. Vďaka nej bolo možné spoznať chemické zloženie Slnka. Ako ďalší možný zdroj energie Slnka sa začala pokladať jadrová reakcia. Formy jadrovej reakcie však mohli byť rôzne (fúzia, jadrový rozpad). Až v roku 1938 navrhol nemecký fyzik Hans Bethe jadrovú fúziu ako zdroj energie Slnka. Táto teória bola definitívne potvrdená až v roku 2002.

Otázka: Aké jadrové reakcie mohli byť zdrojom energie Slnka ?
Odpoveď: Ako ďalší možný zdroj energie Slnka sa začala pokladať jadrová reakcia. Formy jadrovej reakcie však mohli byť rôzne (fúzia, jadrový rozpad).

Otázka: Vďaka čomu bolo možné spoznať chemické zloženie slnka ?
Odpoveď: Ďalším významným krokom v spoznávaní Slnka bol objav spektroskopie. Vďaka nej bolo možné spoznať chemické zloženie Slnka.

Otázka: Čo je zdrojom energie slnka podľa nemeckého fyzika Hansa Betheho ?
Odpoveď: Až v roku 1938 navrhol nemecký fyzik Hans Bethe jadrovú fúziu ako zdroj energie Slnka. Táto teória bola definitívne potvrdená až v roku 2002.
Slnko

Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso Slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000-násobne väčší objem. Je to obrovská rotujúca plazmová guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou ako hustota vody. Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narastá. Je to tiež pomerne obyčajná hviezda Galaxie patriaca k jej diskovej populácii. Jeho hmotnosť a svietivosť je však väčšia ako priemer hviezd nachádzajúcich sa v Mliečnej ceste, ktorý sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemerne hmotnostné a svietivé hviezdy v Galaxii sú červené trpaslíky. V porovnaní s nimi je teda hmotnosť a svietivosť Slnka nadpriemerná, v porovnaní s hviezdami viditeľnými na oblohe voľným okom je však podpriemerná. Voľným okom totiž vidíme väčšinou len tie najväčšie a najžiarivejšie hviezdy (červené trpaslíky voľným okom nie sú pozorovateľné) v našom hviezdnom okolí. Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda (netvorí dvojhviezdny alebo viacnásobný systém) a tiež nie je členom žiadnej hviezdokopy. Nachádza sa síce vo vnútri pohybovej hviezdokopy Collinder 285, ale nezdieľa pohyb jej členov a teda k nej nepatrí (členovia pohybovej hviezdokopy musia zdieľať podobný smer a rýchlosť pohybu).

Otázka: Sú červené trpaslíky viditeľné voľným okom ?
Odpoveď: červené trpaslíky voľným okom nie sú pozorovateľné

Otázka: Je Slnko osamotená hviezda ?
Odpoveď: Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda (netvorí dvojhviezdny alebo viacnásobný systém) a tiež nie je členom žiadnej hviezdokopy.

Otázka: Čo je najväčšie nebeské teleso Slnečnej sústavy ?
Odpoveď: Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso Slnečnej sústavy.

Otázka: Je Slnko väčšie ako Zem ?
Odpoveď: Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem

Otázka: Akú priemernú hustotu má Slnko ?
Odpoveď: Je to obrovská rotujúca plazmová guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou ako hustota vody.
Slnko

Zloženie Slnka nie je presne známe. Sonda Genesis, ktorá mala odobrať vzorky hmoty unikajúcej zo Slnka, zlyhala v roku 2004, keď sa jej neotvoril padák pri vstupe do zemskej atmosféry. Množstvo informácií o chemickom zložení Slnka máme zo slnečného spektra. Všeobecne sa však udáva, že 92,1 % Slnka tvorí vodík a 7,8 % hélium (tieto percentá udávajú počet atómov, z hľadiska hmotnosti tvorí vodík 75 % a hélium 25 %). Samotný prvok hélium bol vďaka spektroskopii prvýkrát objavený práve na Slnku (z čoho pochádza aj jeho názov), až potom bol nájdený aj na Zemi. V jadre je zastúpenie hélia väčšie ako vo vonkajších vrstvách, pretože od jeho vzniku tu neustále prebieha premena vodíka na hélium. V jadre tvorí vodík už iba 34 % a hélium 64 %. Rozborom slnečného spektra sa tiež zistilo, že väčšinou v stopových množstvách Slnko obsahuje všetky chemické prvky známe aj na Zemi. Atómy Slnka prakticky nevytvárajú molekuly a pod vplyvom vysokej teploty sú spravidla silne ionizované.

Otázka: V ktorom roku zlyhala sonda Genesis ?
Odpoveď: 2004

Otázka: Čo bolo príčinou zlyhania sondy Genesis ?
Odpoveď: sa jej neotvoril padák pri vstupe do zemskej atmosféry

Otázka: Aké je zloženie Slnka ?
Odpoveď: Všeobecne sa však udáva, že 92,1 % Slnka tvorí vodík a 7,8 % hélium (tieto percentá udávajú počet atómov, z hľadiska hmotnosti tvorí vodík 75 % a hélium 25 %)

Otázka: Čo je špecifické na atómoch Slnka ?
Odpoveď: Atómy Slnka prakticky nevytvárajú molekuly a pod vplyvom vysokej teploty sú spravidla silne ionizované.

Otázka: Čo sa zistilo rozborom slnečného spektra ?
Odpoveď: že väčšinou v stopových množstvách Slnko obsahuje všetky chemické prvky známe aj na Zemi
Slnko

 
Za jadro Slnka sa považuje oblasť, ktorá siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu. Má teplotu 14 000 000 K, tlak v strede 150×109 atmosfér. V jadre je sústredených až 49,9% celkovej slnečnej hmotnosti. Pri takejto teplote sú už atómy rozložené na jadrá a samostatne sa pohybujúce elektróny. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha termonukleárna reakcia (nukleárna fúzia), premieňajúca ľahký vodík (prócium) na hélium. Slnečný typ reakcie má tri fázy a označuje sa ako protón-protónový cyklus. Každú sekundu sa premení okolo 8,9×1037 protónov (jadier vodíka) na jadrá hélia (inými slovami: 700 miliónov ton vodíka fúzuje na 695 miliónov ton hélia). Zo štyroch jadier atómov prócia vzniká jedno jadro hélia. Každú sekundu v jadre prebehne rádovo 1038 reakcií. Drvivá väčšina uvoľnenej energie má formu gama žiarenia a postupuje do radiačnej zóny. Fyzici sú schopní spustiť neriadenú termonukleárnu reakciu vo vodíkovej bombe.

Otázka: Aký počet protónov sa premení v Slnku za sekundu ?
Odpoveď: Každú sekundu sa premení okolo 8,9×1037 protónov (jadier vodíka) na jadrá hélia (inými slovami: 700 miliónov ton vodíka fúzuje na 695 miliónov ton hélia).

Otázka: Akú formu má veľká časť uvoľnenej energie Slnka ?
Odpoveď: má formu gama žiarenia a postupuje do radiačnej zóny

Otázka: Čo sa považuje za jadro Slnka ?
Odpoveď: oblasť, ktorá siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu

Otázka: Čo sa stáva s atómami pri teplote 14 000 000 K ?
Odpoveď: Pri takejto teplote sú už atómy rozložené na jadrá a samostatne sa pohybujúce elektróny. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha termonukleárna reakcia (nukleárna fúzia), premieňajúca ľahký vodík (prócium) na hélium.

Otázka: Aké vlastnosti má jadro Slnka ?
Odpoveď: Má teplotu 14 000 000 K, tlak v strede 150×109 atmosfér. V jadre je sústredených až 49,9% celkovej slnečnej hmotnosti.
Slnko

 
Konvektívna zóna je najvrchnejšia časť vnútra Slnka a začína asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka. Tak ďaleko od jadra sa už prenos tepla žiarením stáva málo účinným, pretože niektoré ióny sú vďaka nízkej teplote schopné fotóny pohltiť a neemitovať ich ďalej. Zahriata hmota spôsobuje v slnečnej plazme turbulencie a ďalší prenos energie sa preto deje prúdením – konvekciou. Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína. Vrcholky výstupných prúdov z konvektívnej zóny možno pozorovať vo fotosfére ako granuly a supergranuly. Táto časť Slnka má teplotu 2 000 000 až 6 000 K.

Otázka: Čo sa deje asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka ?
Odpoveď: Tak ďaleko od jadra sa už prenos tepla žiarením stáva málo účinným, pretože niektoré ióny sú vďaka nízkej teplote schopné fotóny pohltiť a neemitovať ich ďalej. Zahriata hmota spôsobuje v slnečnej plazme turbulencie a ďalší prenos energie sa preto deje prúdením – konvekciou.

Otázka: Čo je to konvektívna zóna ?
Odpoveď: je najvrchnejšia časť vnútra Slnka

Otázka: V akej hĺbke sa začína konvektívna zóna ?
Odpoveď: začína asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka.

Otázka: Čo spôsobuje zahriata hmota v Slnku ?
Odpoveď: spôsobuje v slnečnej plazme turbulencie a ďalší prenos energie sa preto deje prúdením – konvekciou

Otázka: Čo sa deje pri konvekcii ?
Odpoveď: Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína
Slnko

 
Fotosféra je viditeľný povrch Slnka a najchladnejšia časť Slnka. Pochádza z nej všetko viditeľné žiarenie Slnka, ktoré v spodnejších vrstvách narážalo na prekážky. Občas sa označuje aj ako najspodnejšia časť atmosféry Slnka. Má hustotu 1023 častíc/m3 a teplota je asi 5 700 K. Jej hrúbka je asi 200 až 300 km. Celú fotosféru pokrývajú slnečné granuly – stúpajúce a klesajúce plazmové útvary s veľkosťou asi 1000 km. Ich predĺžením vznikajú spikuly, niekoľko tisíc kilometrov vysoké plazmové útvary zasahujúce až do chromosféry. Ďalšie vertikálne pohyby vo fotosfére sa nazývajú supergranulácie, obrie cely a slnečné oscilácie. Slnečné oscilácie vznikajú vďaka zvukovým vlnám v konvektívnej vrstve Slnka. Ich skúmaním sa zaoberá helioseizmológia. Príležitostne sa v niektorých miestach fotosféry zjavujú tmavé miesta – slnečné škvrny – alebo naopak jasné fakulové polia.

Otázka: Akú hustotu má fotosféra ?
Odpoveď: Má hustotu 1023 častíc/m3

Otázka: Ako inak môžeme nazvať fotosféru ?
Odpoveď: najspodnejšia časť atmosféry Slnka

Otázka: Akú teplotu má fotosféra ?
Odpoveď: asi 5 700 K.

Otázka: Čo je to fotosféra ?
Odpoveď: viditeľný povrch Slnka a najchladnejšia časť Slnka

Otázka: Čo sú slnečné škvrny v fotosfére ?
Odpoveď: Príležitostne sa v niektorých miestach fotosféry zjavujú tmavé miesta – slnečné škvrny – alebo naopak jasné fakulové polia.
Slnko

 
Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrubá asi 15000 km, táto hodnota je však veľmi premenlivá. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz tesne pri okraji mesačného disku. Červenkastá farba je spôsobená tým, že maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare H-alfa, čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Má hustotu plynu 10−15 g/cm3. Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 20 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).

Otázka: Čo spôsobuje to , že chromosféra je červená ?
Odpoveď: Červenkastá farba je spôsobená tým, že maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare H-alfa, čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Má hustotu plynu 10−15 g/cm3.

Otázka: Aká je priemerná teplota chromosféry ?
Odpoveď: Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 20 000 K.

Otázka: Čo je to chromosféra ?
Odpoveď: Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy

Otázka: Akú hrúbku má chromosféra ?
Odpoveď: Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrubá asi 15000 km

Otázka: Je možné vidieť chromosféru zo Zeme ?
Odpoveď: Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz tesne pri okraji mesačného disku.
Slnko

 
Prechodová oblasť (v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry. Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou). Táto vrstva sa skúma hlavne v ultrafialovej časti spektra. Z pozorovaní vyplýva, že prechodová vrstva je skôr obálkou okolo nehomogenít, ako napr. spikuly, ako súvislou vrstvou. Jej priemerná výška nad pokojnými oblasťami Slnka je okolo 1700 km  ± 800 km.

Otázka: Akým spektrom dokážeme skúmať prechodovú oblasť Slnka ?
Odpoveď: Táto vrstva sa skúma hlavne v ultrafialovej časti spektra.

Otázka: Do akej výšky Slnka cca zasahuje prechodová oblasť ?
Odpoveď: Jej priemerná výška nad pokojnými oblasťami Slnka je okolo 1700 km  ± 800 km

Otázka: Čo je to prechodová oblasť Slnka ?
Odpoveď: Prechodová oblasť (v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry.

Otázka: Aké teploty sú v prechodovej oblasti Slnka ?
Odpoveď: Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou).

Otázka: Čo vieme o prechodovej oblasti Slnka z doterajšieho pozorovania ?
Odpoveď: Z pozorovaní vyplýva, že prechodová vrstva je skôr obálkou okolo nehomogenít, ako napr. spikuly, ako súvislou vrstvou.
Slnko

Termojadrové reakcie v strede Slnka produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa E = m × c2) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×1016 ton TNT za sekundu. Táto termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.

Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a neutrín. Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom konvekcie, absorpcie a emisie a opúšťa ho v podobe elektromagnetickej radiácie a neutrín (a v malej miere tiež ako kinetická a termálna energia slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné svetlo, opúšťa Slnko cez fotosféru. Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1 000 rokov.

Otázka: Ako sa dostáva energia zo Slnka a do neho ?
Odpoveď: Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom konvekcie, absorpcie a emisie a opúšťa ho v podobe elektromagnetickej radiácie a neutrín (a v malej miere tiež ako kinetická a termálna energia slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné svetlo, opúšťa Slnko cez fotosféru.

Otázka: Ako vzniká energia Slnka ?
Odpoveď: Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a neutrín.

Otázka: Aké množstvo energie dokáže Slnko priemerne vyžiariť za sekundu ?
Odpoveď: Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1 000 rokov.

Otázka: Akú veľkú energiu dokážu vyprodukovať termojadrové reakcie Slnka ?
Odpoveď: Termojadrové reakcie v strede Slnka produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa E = m × c2) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×1016 ton TNT za sekundu.

Otázka: Je možné použiť termojadrovú energiu na poháňanie niečoho ?
Odpoveď: termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.
Slnko

Slnečné neutrína možno detegovať pomocou neutrínových detektorov. Sledovanie slnečných neutrín nám môže poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov. Neutrína totiž s hmotou reagujú len veľmi slabo a vysoká hustota vnútra Slnka ich teda nezdržuje v ceste do kozmu. Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší ako počet neutrín predpovedaných teóriou. Tento rozdiel medzi predpokladaným a skutočným počtom neutrín sa dlho nepodarilo uspokojivo vysvetliť. Meranie neutrínového detektora Subdury Neutrino Observatory však potvrdilo predpokladanú teóriu, že neutrína majú nenulovú hmotnosť a že počas svojej cesty zvnútra Slnka k Zemi neutrína oscilujú medzi elektrónovým neutrínom, miónovým neutrínom a tauónovým neutrínom. Detektory používajúce chlór alebo gálium však mohli zachytiť len elektrónové neutrína, čiže len tretinu celkového počtu slnečných neutrín..

Otázka: Ako dokážeme detegovať slnečné neutrína ?
Odpoveď: pomocou neutrínových detektorov

Otázka: Aký je počet slnečných neutrín ?
Odpoveď: Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší ako počet neutrín predpovedaných teóriou.

Otázka: Aké informácie dokážeme získať zo slnečných neutrín ?
Odpoveď: Sledovanie slnečných neutrín nám môže poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov.

Otázka: Akú hmotnosť majú slnečné neutríny ?
Odpoveď: Meranie neutrínového detektora Subdury Neutrino Observatory však potvrdilo predpokladanú teóriu, že neutrína majú nenulovú hmotnosť

Otázka: Aké detektory sa využívajú na zachytenie neutrín ?
Odpoveď: Detektory používajúce chlór alebo gálium
Slnko

Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorej sa sformovalo Slnko a ostatné objekty Slnečnej sústavy. Toto pole sa podľa posledných meraní vyskytuje všade na Slnku. Ďalšia zložka celkového magnetického poľa sú tzv. lokálne magnetické polia. Sú veľmi premenlivé a najsilnejšie sa nachádzajú v miestach tzv. aktívnych oblastí. Vznik tohoto magnetického poľa, ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov, nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.

Otázka: Čo sú lokálne magnetické polia Slnka ?
Odpoveď: lokálne magnetické polia. Sú veľmi premenlivé a najsilnejšie sa nachádzajú v miestach tzv. aktívnych oblastí.

Otázka: Aký pôvod majú lokálne magnetické polia na Slnku ?
Odpoveď: Vznik tohoto magnetického poľa, ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov, nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.

Otázka: Z čoho sa skladá magnetické pole Slnka ?
Odpoveď: lokálne magnetické polia

Otázka: Ako vzniklo celkové magnetické pole Slnka ?
Odpoveď: Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorej sa sformovalo Slnko a ostatné objekty Slnečnej sústavy.

Otázka: Nájdeme magnetické pole na celom povrchu Slnka ?
Odpoveď: Toto pole sa podľa posledných meraní vyskytuje všade na Slnku.
Slnko

Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy takmer nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore pohyb. Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov za 226 MY (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch. Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kružnici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva galaktický rok. Slnko má zhruba 15 až 20 galaktických rokov, čiže od svojho vzniku absolvovalo už 15 až 20 obehov.

Otázka: Je možne badať pohyb Slnka voči Zemi ?
Odpoveď: Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy takmer nepohybuje.

Otázka: Aký je hlavný pohyb Slnka ?
Odpoveď: Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie.

Otázka: Za ako dlho obehne Slnko stred Galaxie ?
Odpoveď: Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov za 226 MY (226 miliónov rokov).

Otázka: Aký typ dráhy má obeh Slnka okolo stredu Galaxie ?
Odpoveď: . Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch.

Otázka: Čo je to galaktický epicyklus ?
Odpoveď: Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kružnici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva galaktický rok.
Slnko

 
Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním. Následkom týchto procesov je zmena magnetického poľa a zmena množstva vyvrhovaných častíc do okolitého priestoru. Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú slnečný vietor. Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Je to preto, lebo sledujú siločiary slnečného magnetického poľa, ktoré v dôsledku svojej rotácie deformuje magnetické pole do tvaru tzv. Archimedových špirál. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. koronálne diery. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.

V perióde slnečného cyklu sa mení tiež celkové množstvo jeho žiarenia – celkové vyžarovanie, nazývané tiež nesprávne aj slnečná konštanta. Táto hodnota však nie je konštantná. Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×106, celý povrch Slnka 3,826×1026 J. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

Otázka: Akú veľkú energiu vyžaruje Slnko ?
Odpoveď: Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×106, celý povrch Slnka 3,826×1026 J. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

Otázka: Kde sa uvoľňujú najväčšie množstvá slnečného vetra ?
Odpoveď: cez tzv. koronálne diery

Otázka: Ako sa pohybujú častice slnečného vetra ?
Odpoveď: Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach.

Otázka: Od čoho závisí množstvo slnečného vetra ?
Odpoveď: nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa

Otázka: Čo je to slnečná aktivita ?
Odpoveď: komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním
Slnko

V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do 800 km/h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na družice a astronautov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje geomagnetické búrky, ktoré majú za následok poruchy navigácie, výpadky bezdrôtového spojenia, prípadne výpadky elektrického prúdu. Slnečná aktivita sa mení v závislosti od slnečného cyklu. Stredná dĺžka slnečného cyklu je 11 rokov. Tento cyklus má asymetrický tvar: nábeh cyklu do maxima trvá približne 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalší – 7 rokov. Jeho najviditeľnejším prejavom sú slnečné škvrny. V čase slnečného minima sa na Slnku takmer nevyskytujú, v maxime je ich zase veľké množstvo. Maximá výskytu škvŕn nie sú rovnaké, pretože ich prekrýva druhý, 80-ročný slnečný cyklus. Ďalším prejavom slnečnej aktivity sú protuberancie. Protuberancie sú gigantické výrony plynu do slnečnej atmosféry, ktoré môžu nadobudnúť tvar slučiek.

Otázka: Čo ovplyvňuje slnečnú aktivitu ?
Odpoveď: Slnečná aktivita sa mení v závislosti od slnečného cyklu.

Otázka: Aké ďalšie prejavy má slnečná aktivita ?
Odpoveď: Ďalším prejavom slnečnej aktivity sú protuberancie. Protuberancie sú gigantické výrony plynu do slnečnej atmosféry, ktoré môžu nadobudnúť tvar slučiek.

Otázka: Akú rýchlosť dosahuje slnečný vietor v blízkosti Zeme ?
Odpoveď: od 300 do 800 km/h

Otázka: Čo vplýva na množstvo slnečného vetra ?
Odpoveď: Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie.

Otázka: Ako často sa mení slnečný cyklus ?
Odpoveď: Tento cyklus má asymetrický tvar: nábeh cyklu do maxima trvá približne 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalší – 7 rokov.
Slnko


 
Zatmenie Slnka je jav, pri ktorom sa Slnko, Mesiac a Zem dostanú do jednej priamky. Stane sa to vtedy, keď je Mesiac v nove a zároveň v blízkosti roviny ekliptiky. Na určitých miestach pri pohľade zo Zeme Mesiac dočasne zakryje Slnko. Zhodou okolností je pre pozemského pozorovateľa uhlová veľkosť Slnka približne rovnaká ako uhlová veľkosť Mesiaca, takže mesačný disk môže Slnko úplne zakryť. Vtedy hovoríme o úplnom zatmení. Úplné zatmenie Slnka sa prejaví len na úzkom páse, ktorý sa nazýva pás totality. Mimo tohto pásu je oveľa širšia oblasť, z ktorej možno pozorovať čiastočné zatmenie. Pri čiastočnom zatmení Mesiac zakryje len časť slnečného disku a takýto pokles jasnosti väčšinou nie je voľným okom pozorovateľný. V miestach úplného zatmenia Slnka dôjde k ochladeniu, zotmeniu a najjasnejšie hviezdy sa stanú viditeľnými. V minulosti sa v niektorých kultúrach tomuto prírodnému javu prisudzovali náboženské a mystické významy. Niekedy sa zatmenia využívali aj na vojenské účely. Pre astronómov mali úplné zatmenia Slnka veľký význam, pretože len počas nich bolo možné pozorovať slnečnú atmosféru a telesá v tesnej uhlovej blízkosti Slnka, ktoré boli inak prežiarené.
Hoci v súčasnosti možno určité javy v slnečnej atmosfére pozorovať aj mimo zatmení pomôckou zvanou koronograf, slabšie vrstvy koróny a telesá v tesnej blízkosti Slnka sa mimo zatmenia zo Zeme pozorovať nedajú. Pri prstencovom zatmení Mesiac nezakryje Slnko celkom, ale po okrajoch zostáva viditeľný úzky prstenec slnečného kotúča.

Otázka: Aké podmienky musia platiť pre to , aby nastalo zatmenie Slnka ?
Odpoveď: Stane sa to vtedy, keď je Mesiac v nove a zároveň v blízkosti roviny ekliptiky.

Otázka: Čo je to zatmenie Slnka ?
Odpoveď: Zatmenie Slnka je jav, pri ktorom sa Slnko, Mesiac a Zem dostanú do jednej priamky
Slnko

Dĺžka života hviezdy typu G2 je približne 10 miliárd rokov (10 GY) a Slnko vzniklo asi pred 4,5 miliardami rokov. Čaká ho teda ešte približne ďalších 5 miliárd rokov stabilnej existencie. Potom sa zásoby vodíka v jeho jadre minú, termojadrové reakcie na chvíľu prestanú a tlak žiarenia prestane pôsobiť proti tlaku jeho vlastnej gravitácie. Jadro sa zmrští, jeho teplota a tlak sa zvýši a dôjde k syntéze hélia na ďalšie chemické prvky, napríklad uhlík a kyslík. To mu zabezpečí stabilitu na ďalších pár miliónov až miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy sa však začnú rozpínať, rednúť a chladnúť. Slnko prejde do štádia červeného obra. Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí Merkúr, Venušu a možno aj Zem.

Otázka: Kedy vzniklo približne Slnko ?
Odpoveď: asi pred 4,5 miliardami rokov

Otázka: Aká je dĺžka života hviezdy G2 ?
Odpoveď: približne 10 miliárd rokov

Otázka: Je možné že Slnko zničí v budúcnosti iné planéty ?
Odpoveď: Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí Merkúr, Venušu a možno aj Zem.

Otázka: Ako dlho bude existovať Slnko ?
Odpoveď: približne ďalších 5 miliárd rokov
Slnko

Zásoby hélia v jadre však tiež nie sú večné. Po ich minutí opäť dôjde k zastaveniu jadrových reakcií a tentoraz už nebude mať čo zabrániť jadru Slnka v gravitačnom kolapse. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na bieleho trpaslíka – malú hustú horúcu hviezdu svietiacu však iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu planetárnu hmlovinu. Biely trpaslík napokon vychladne. Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a planetárnej sústavy.

Otázka: Čo sa stane s jadrom Slnka pri neprítomnosti hélia v jadre ?
Odpoveď: Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na bieleho trpaslíka – malú hustú horúcu hviezdu svietiacu však iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu planetárnu hmlovinu. Biely trpaslík napokon vychladne.

Otázka: Čo sa stane ak Slnku dôjde všetko hélium ?
Odpoveď: Po ich minutí opäť dôjde k zastaveniu jadrových reakcií a tentoraz už nebude mať čo zabrániť jadru Slnka v gravitačnom kolapse.

Otázka: Môže Slnko prísť o svoje zásoby hélia ?
Odpoveď: Zásoby hélia v jadre však tiež nie sú večné.

Otázka: Čo sa stáva s hmlovinou po vyhasnutých hviezdach ?
Odpoveď: Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a planetárnej sústavy.
Slnko

 
Slnko pravdepodobne vzniklo spolu s celou slnečnou sústavou zo slnečnej hmloviny. Pôvodná medzihviezdna hmota sa zhruba pred 7 miliardami rokov rozpadla na malé a relatívne husté útvary – globuly. Materiál v strede globuly sa vďaka gravitačnej kontrakcii postupne zahusťoval. Odstredivá sila zrýchľujúcej sa rotácie hmloviny sploštila pôvodne guľatú globulu do protoplanetárneho disku. V jeho strede sa utvorila protohviezda, v ktorej strede naďalej rástla hustota a tlak, až kým sa nezapálili termojadrové reakcie a Slnko sa nedostalo do stabilného štádia hlavnej postupnosti.

Otázka: Kedy sa približne medzihviezdna hmota rozpadla ?
Odpoveď: pred 7 miliardami rokov

Otázka: Čo sa stalo s medzihviezdnou hmotou ?
Odpoveď: Pôvodná medzihviezdna hmota sa zhruba pred 7 miliardami rokov rozpadla na malé a relatívne husté útvary – globuly.

Otázka: Čo spôsobila odstredivá sila pôvodne guľatej globule ?
Odpoveď: Odstredivá sila zrýchľujúcej sa rotácie hmloviny sploštila pôvodne guľatú globulu do protoplanetárneho disku.

Otázka: Ako vzniklo Slnko ?
Odpoveď: Slnko pravdepodobne vzniklo spolu s celou slnečnou sústavou zo slnečnej hmloviny.
Slnko


Zem obieha okolo Slnka a zároveň rotuje okolo svojej osi. Vďaka rotácii Zeme smerom zo západu na východ sa Slnko zdanlivo pohybuje opačným smerom – z východu na západ. Azimut jeho východu a západu sa mení v závislosti od ročného obdobia. V rámci zemepisnej šírky ostáva rovnaký len uhol, pod ktorým vychádza a zapadá. Na 48° severnej zemepisnej šírky (južné časti Slovenska) Slnko vychádza aj zapadá pod uhlom 42°. Na rovníku Slnko vychádza a zapadá pod uhlom 90°. Na póloch je uhol jeho východu nulový – nad a pod obzor ho vynáša len zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Uhol, pod ktorým Slnko vychádza, ovplyvňuje aj dĺžku súmraku. Tá je najmenšia na rovníku a najväčšia na póloch.

Otázka: Akým smerom rotuje Zem ?
Odpoveď: Vďaka rotácii Zeme smerom zo západu na východ sa Slnko zdanlivo pohybuje opačným smerom – z východu na západ.

Otázka: Obieha Slnko okolo Zeme alebo naopak ?
Odpoveď: Zem obieha okolo Slnka a zároveň rotuje okolo svojej osi.

Otázka: Ovplyvňuje Slnko dĺžku súmraku ?
Odpoveď: Uhol, pod ktorým Slnko vychádza, ovplyvňuje aj dĺžku súmraku.

Otázka: Pod akým uhlom zapadá Slnko na rovníku ?
Odpoveď: Na rovníku Slnko vychádza a zapadá pod uhlom 90°. Na póloch je uhol jeho východu nulový – nad a pod obzor ho vynáša len zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike.

Otázka: Kde je najdlhší súmrak a kde naopak najkratší ?
Odpoveď: Uhol, pod ktorým Slnko vychádza, ovplyvňuje aj dĺžku súmraku. Tá je najmenšia na rovníku a najväčšia na póloch
Slnko

Obeh Zeme okolo Slnka spôsobuje zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Tento pohyb sa deje proti smeru zemskej rotácie. Preto je slnečný – synodický deň o štyri minúty dlhší ako hviezdny – siderický. Slnko postupne prechádza zvieratníkovými súhvezdiami a znameniami zvieratníka. Dvakrát za rok prejde Slnko svetovým rovníkom a to v čase rovnodennosti. Od svetového rovníka sa nikdy nevzdiali na väčšiu vzdialenosť ako 23,5° (sklon rotačnej osi Zeme). Tým sa mení maximálna výška Slnka nad južným bodom horizontu. Na 48. rovnobežke sa jeho výška mení od 18,5° (zimný slnovrat) do 65,5° (letný slnovrat). Od výšky Slnka nad obzorom závisí hrúbka atmosféry, cez ktorú jeho žiarenie prechádza. Čím hrubšiu vrstvu atmosféry musí slnečné žiarenie prekonať, tým viac sa ho pohltí a tým menej ho dopadne na povrch. Preto je v zime, keď je Slnko nízko, omnoho chladnejšie ako v lete, keď Slnko stojí vysoko. Na obeh Zeme okolo Slnka sa vzťahujú ekliptikálne súradnice. Nakoľko Zem  obieha Slnko nerovnomernou rýchlosťou, Slnko nekulminuje každý deň presne o dvanástej, resp. v letnom čase o jednej hodine. Tieto rozdiely medzi pravým slnečným časom a stredným slnečným časom vyrovnáva časová rovnica. Odfotografovaním každodennej polohy Slnka o tom istom čase dostaneme krivku s názvom analema.

Otázka: Na čo slúžia ekliptikálne súradnice ?
Odpoveď: Na obeh Zeme okolo Slnka

Otázka: Od čoho závisí hrúbka atmosféry ?
Odpoveď: Od výšky Slnka nad obzorom

Otázka: Koľkokrát do roka prejde Slnko rovníkom ?
Odpoveď: Dvakrát za rok

Otázka: Ako sa odlišuje slnečný deň od hviezdneho ?
Odpoveď: slnečný – synodický deň o štyri minúty dlhší ako hviezdny – siderický

Otázka: Aká je maximálna vzdialenosť Slnka od rovníka ?
Odpoveď: Od svetového rovníka sa nikdy nevzdiali na väčšiu vzdialenosť ako 23,5° (sklon rotačnej osi Zeme). Tým sa mení maximálna výška Slnka nad južným bodom horizontu.
Slnko

Slnko má na oblohe zdanlivý uhlový priemer asi 0,5°, presnejšie 31 oblúkových minút 59,2 sekundy v čase strednej vzdialenosti od Zeme. Je to jediná hviezda, na ktorej povrchu sú pozorovateľné nejaké detaily a tiež jediná hviezda, ktorú môžeme (bez využitia špeciálnej optiky) pozorovať ako kotúčik. Pozorovanie Slnka voľným okom je však nebezpečné. Aj letmý pohľad na Slnko môže vážne poškodiť zrak. Bezpečné nie je ani pozorovanie cez zadymené sklo. Na pozorovanie Slnka, či už voľným okom alebo ďalekohľadom, sa odporúča používať špeciálne slnečné filtre. U ďalekohľadov je oveľa bezpečnejšie použiť objektívové filtre ako okulárové. Okulárové filtre sa môžu používať len pri refraktoroch a hrozí ich nečakané prasknutie alebo poškodenie zraku. Okulárové filtre tiež veľmi zaťažujú optiku ďalekohľadu.

Otázka: Môžeme si pohľadom na Slnko poškodiť zrak ?
Odpoveď: Aj letmý pohľad na Slnko môže vážne poškodiť zrak.

Otázka: Aké filtre sú vhodné na pozorovanie Slnka cez ďalekohľad ?
Odpoveď: U ďalekohľadov je oveľa bezpečnejšie použiť objektívové filtre ako okulárové. Okulárové filtre sa môžu používať len pri refraktoroch a hrozí ich nečakané prasknutie alebo poškodenie zraku. Okulárové filtre tiež veľmi zaťažujú optiku ďalekohľadu.

Otázka: Ako je možné pozorovať Slnko bezpečne ?
Odpoveď: Na pozorovanie Slnka, či už voľným okom alebo ďalekohľadom, sa odporúča používať špeciálne slnečné filtre.

Otázka: Čím je výnimočné Slnko ?
Odpoveď: Je to jediná hviezda, na ktorej povrchu sú pozorovateľné nejaké detaily a tiež jediná hviezda, ktorú môžeme (bez využitia špeciálnej optiky) pozorovať ako kotúčik.
Slnko

Astronómovia sledujú Slnko buď veľkými zrkadlovými ďalekohľadmi, neutrínovými detektormi, slnečnými rádioteleskopmi, rádiointerferometrami, rádiopolarimetrami alebo rádiospektrografmi. Zrkadlové ďalekohľady umožňujú sledovať napríklad slnečnú fotosféru a javy prebiehajúce na nej. Neutrínové detektory zachytávajú slnečné neutrína, patrí medzi ne napríklad Slnečné observatórium Kamiokande (Japonsko). Rádioteleskopy zhromažďujú rádiové žiarenie Slnka pomocou jednej alebo niekoľkých parabolických antén. Rádiointerferometer je zariadenie skladajúce sa z dvoch alebo väčšieho počtu antén, ktoré sú elektricky spojené. Rádiopolarimeter meria polarizáciu slnečného rádiového žiarenia a rádiospektrograf zaznamenáva okamžité rozdelenie spektrálnej intenzity slnečných rádiových úkazov.

Otázka: V čom sú dobré zrkadlové ďalekohľady ?
Odpoveď: Zrkadlové ďalekohľady umožňujú sledovať napríklad slnečnú fotosféru a javy prebiehajúce na nej.

Otázka: Čo je to rádiointerferometer ?
Odpoveď: Rádiointerferometer je zariadenie skladajúce sa z dvoch alebo väčšieho počtu antén, ktoré sú elektricky spojené. Rádiopolarimeter meria polarizáciu slnečného rádiového žiarenia a rádiospektrograf zaznamenáva okamžité rozdelenie spektrálnej intenzity slnečných rádiových úkazov.

Otázka: Akými spôsobmi astronómovia pozorujú Slnko ?
Odpoveď: Astronómovia sledujú Slnko buď veľkými zrkadlovými ďalekohľadmi, neutrínovými detektormi, slnečnými rádioteleskopmi, rádiointerferometrami, rádiopolarimetrami alebo rádiospektrografmi.

Otázka: Čo sú to neutrínové detektory ?
Odpoveď: Neutrínové detektory zachytávajú slnečné neutrína, patrí medzi ne napríklad Slnečné observatórium Kamiokande (Japonsko).

Otázka: Na čo slúžia rádioteleskopy ?
Odpoveď: Rádioteleskopy zhromažďujú rádiové žiarenie Slnka pomocou jednej alebo niekoľkých parabolických antén.
Slnko

Ďalší spôsob pozorovania Slnka je projekcia. Tú je takisto možné robiť len cez refraktor, najlepšie triéder. Projekcia je premietanie obrazu Slnka cez neclonený ďalekohľad na podložku, napr. papier. Výhodou tejto metódy je, že takto môže Slnko pozorovať viacero pozorovateľov naraz a tiež je to jedna z najbezpečnejších metód pozorovania Slnka. Ďalekohľadom je možné pozorovať Slnko tiež fotograficky.

Prakticky jediný útvar, ktorý sa dá na povrchu Slnka vidieť voľným okom, je slnečná škvrna, častejšie je však na ich pozorovanie potrebný aspoň malý ďalekohľad. Za dobrých podmienok sú ďalekohľadom pozorovateľné aj póry a fakulové polia. Pri úplnom zatmení Slnka alebo za použitia špeciálneho ďalekohľadu je však možné vidieť aj pôsobivé protuberancie, chromosféru a korónu. Tieto útvary sa dajú pozorovať aj mimo zatmenia koronografom, ktorý však neumožňuje vidieť napríklad celú korónu, pretože slnečné svetlo rozptýlené v zemskej atmosfére je intenzívnejšie ako svetlo vzdialenejších častí koróny.

Otázka: Ak máme dobré podmienky môžeme vidieť aj viac detailov Slnka ?
Odpoveď: Za dobrých podmienok sú ďalekohľadom pozorovateľné aj póry a fakulové polia. Pri úplnom zatmení Slnka alebo za použitia špeciálneho ďalekohľadu je však možné vidieť aj pôsobivé protuberancie, chromosféru a korónu.

Otázka: Čo môžeme pozorovať na povrchu Slnka ?
Odpoveď: Prakticky jediný útvar, ktorý sa dá na povrchu Slnka vidieť voľným okom, je slnečná škvrna, častejšie je však na ich pozorovanie potrebný aspoň malý ďalekohľad.
Slnko

Ulysses (ESA, NASA)
Sonda, ktorá obiehala Slnko na dráhe nad slnečnými pólmi, vďaka čomu mohla pozorovať Slnko tak, ako to nie je možné zo Zeme alebo z roviny ekliptiky. Slúžila hlavne na výskum slnečného vetra.
SOHO (ESA, NASA)
Sonda obiehajúca Slnko v libračnom bode Zeme (L1). Cieľom sondy SOHO je pozorovanie koróny a slnečných oscilácií.
TRACE (NASA)
Družica obiehajúca okolo Zeme. Slúžila na výskum koróny a rozhrania chromosféra–koróna a pomáhala lepšie pochopiť vzťahy medzi magnetickým poľom Slnka a doteraz nevysvetleným zahrievaním koróny.
YOHKOH (NASA, Japonsko)
Táto sonda sledovala 10 rokov vysokoenergetické (röntgenové a gama) žiarenie Slnka.
STEREO (medzinárodná)
Dva takmer identické satelity, ktoré Slnko sledujú súčasne z dvoch rôznych miest na obežnej dráhe Zeme okolo Slnka. Slnko zobrazujú pomocou trojdimenzionálneho zobrazenia.
Hinode alebo Solar B (NASA, Japonsko, Spojené kráľovstvo)
Satelit na obežnej dráhe okolo Zeme, ktorý sleduje slnečný magnetizmus, erupcie a štruktúru a ohrev chromosféry a koróny.
Solar Dynamics Observatory (NASA)
Americké slnečné observatórium obiehajúce Zem vo výške 36 000 km. Fotografuje Slnko na mnohých rôznych vlnových dĺžkach. Denne vytvára desiatky tisíc fotiek našej najbližšej hviezdy.

Otázka: Čo je SOHO ?
Odpoveď: Sonda obiehajúca Slnko v libračnom bode Zeme (L1). Cieľom sondy SOHO je pozorovanie koróny a slnečných oscilácií.

Otázka: Čo je STEREO ?
Odpoveď: Dva takmer identické satelity, ktoré Slnko sledujú súčasne z dvoch rôznych miest na obežnej dráhe Zeme okolo Slnka. Slnko zobrazujú pomocou trojdimenzionálneho zobrazenia.
Hinode alebo Solar B (NASA, Japonsko, Spojené kráľovstvo)
Satelit na obežnej dráhe okolo Zeme, ktorý sleduje slnečný magnetizmus, erupcie a štruktúru a ohrev chromosféry a koróny.

Otázka: Čo je Ulysses ?
Odpoveď: Sonda, ktorá obiehala Slnko na dráhe nad slnečnými pólmi, vďaka čomu mohla pozorovať Slnko tak, ako to nie je možné zo Zeme alebo z roviny ekliptiky. Slúžila hlavne na výskum slnečného vetra.

Otázka: Čo je TRACE ?
Odpoveď: Sonda obiehajúca Slnko v libračnom bode Zeme (L1). Cieľom sondy SOHO je pozorovanie koróny a slnečných oscilácií.

Otázka: Čo je YOHKOH ?
Odpoveď: Táto sonda sledovala 10 rokov vysokoenergetické (röntgenové a gama) žiarenie Slnka.
Slnko

Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy takmer nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore pohyb. Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov za 226 MY (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch. Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kružnici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva galaktický rok. Slnko má zhruba 15 až 20 galaktických rokov, čiže od svojho vzniku absolvovalo už 15 až 20 obehov.

Otázka: Za akú dobu obehne Pluto Slnko ?

Otázka: Aký pohyb vykonáva Halleyho kométa ?

Otázka: Čo je hlavným pohybom Venuše ?

Otázka: Čo je galaktické halo ?

Otázka: Ako sa nazýva jeden obeh Neptúnu okolo Slnka ?
Slnko

Slnečné neutrína možno detegovať pomocou neutrínových detektorov. Sledovanie slnečných neutrín nám môže poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov. Neutrína totiž s hmotou reagujú len veľmi slabo a vysoká hustota vnútra Slnka ich teda nezdržuje v ceste do kozmu. Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší ako počet neutrín predpovedaných teóriou. Tento rozdiel medzi predpokladaným a skutočným počtom neutrín sa dlho nepodarilo uspokojivo vysvetliť. Meranie neutrínového detektora Subdury Neutrino Observatory však potvrdilo predpokladanú teóriu, že neutrína majú nenulovú hmotnosť a že počas svojej cesty zvnútra Slnka k Zemi neutrína oscilujú medzi elektrónovým neutrínom, miónovým neutrínom a tauónovým neutrínom. Detektory používajúce chlór alebo gálium však mohli zachytiť len elektrónové neutrína, čiže len tretinu celkového počtu slnečných neutrín..

Otázka: Ako dokážeme detegovať kvarky ?
Slnko

 
Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrubá asi 15000 km, táto hodnota je však veľmi premenlivá. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz tesne pri okraji mesačného disku. Červenkastá farba je spôsobená tým, že maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare H-alfa, čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Má hustotu plynu 10−15 g/cm3. Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 20 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).

Otázka: Čo je fotosféra Slnka ?

Otázka: Aká je priemerná teplota jadra Slnka ?

Otázka: Akú hustotu plynu má slnečná koróna ?

Otázka: Aké útvary sa dajú pozorovať v slnečnej koróne ?

Otázka: Ako sa nazýva spodná časť atmosféry Venuše ?
Slnko

Termojadrové reakcie v strede Slnka produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa E = m × c2) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×1016 ton TNT za sekundu. Táto termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.

Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a neutrín. Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom konvekcie, absorpcie a emisie a opúšťa ho v podobe elektromagnetickej radiácie a neutrín (a v malej miere tiež ako kinetická a termálna energia slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné svetlo, opúšťa Slnko cez fotosféru. Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1 000 rokov.

Otázka: Akú energiu produkujú termojadrové reakcie na Proxima Centauri ?

Otázka: V akej forme zniká energia hviezdy Tau Ceti ?

Otázka: V akej podobe opúšťa energia hviezdu Alfa Centauri ?

Otázka: Čo je zdrojom všetkej energie hviezdy Alfa Centauri ?

Otázka: Ako sa dostáva energia na povrch hviezdy Polárka ?
Slnko

Ako všetky hviezdy, aj Slnko rotuje. Plazma, z ktorej je Slnko zložené, umožňuje, aby sa toto teleso neotáčalo okolo osi rovnakou rýchlosťou v celom svojom objeme. Na rovníku rotuje rýchlejšie ako vo vyšších heliografických šírkach. Takáto nerovnomerná rotácia sa nazýva diferenciálna rotácia a okrem hviezd je typická aj pre plynné planéty. Kvôli tomuto rozdielu je magnetické pole Slnka deformované a tvarom pripomína silotrubicu. Táto deformácia magnetického poľa tiež spôsobuje erupcie a spúšťa vytváranie slnečných škvŕn a protuberancií.

Otázka: Ako sa inak nazýva rovnomerná rotácia Slnka ?

Otázka: Aký tvar nemá magnetické pole Slnka ?

Otázka: Je Zem schopná rotácie ?
Slnko

 
Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním. Následkom týchto procesov je zmena magnetického poľa a zmena množstva vyvrhovaných častíc do okolitého priestoru. Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú slnečný vietor. Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Je to preto, lebo sledujú siločiary slnečného magnetického poľa, ktoré v dôsledku svojej rotácie deformuje magnetické pole do tvaru tzv. Archimedových špirál. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. koronálne diery. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.

V perióde slnečného cyklu sa mení tiež celkové množstvo jeho žiarenia – celkové vyžarovanie, nazývané tiež nesprávne aj slnečná konštanta. Táto hodnota však nie je konštantná. Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×106, celý povrch Slnka 3,826×1026 J. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

Otázka: Akú veľkú energiu vyžaruje Zem ?

Otázka: Po akých dráhach sa nepohybujú častice slnečného vetra ?

Otázka: Od čoho závisí množstvo vetra na Zemi ?

Otázka: Čo je to slnečná pasivita ?
Slnko

 
Prechodová oblasť (v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry. Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou). Táto vrstva sa skúma hlavne v ultrafialovej časti spektra. Z pozorovaní vyplýva, že prechodová vrstva je skôr obálkou okolo nehomogenít, ako napr. spikuly, ako súvislou vrstvou. Jej priemerná výška nad pokojnými oblasťami Slnka je okolo 1700 km  ± 800 km.

Otázka: V akom spektre sa skúma chromosféra Slnka ?

Otázka: Aká je priemerná výška fotosféry Slnka ?

Otázka: Čo je to radiačná zóna Slnka ?

Otázka: Ako sa nazýva vrstva silno ionizovanej plazmy Slnka ?

Otázka: Ako sa mení teplota v koróne Slnka ?