• Slunce
• Historie
• Charakteristika
• Vývoj Slunce
• Vznik Slunce
• Současnost
• Budoucnost
• Zdroje záření
• P-P I
• P-P II
• CNO
• Neutrina
• Šíření energie
• Atmosféra
• Magnetické dynamo
• Granulace
• Super granule
• Skvrny
• Sluneční cykly
• Fakule
• Flokule a spikule
• Protuberance
• Erupce
• CME
• Sluneční vítr
• Mise ke Slunci

Sluneční heliosférická observatoř (Solar Heliospheric Observatory) je společným projektem NASA a ESA, odstartovala z americké základny Cape Canaveral na Floridě 2. prosince 1995. Sonda až do 14. února 2006 cestovala do svého působiště, Lagrangeova libračního bodu (bod mezi dvěma hmotnými tělesy, v kterém třetí mnohonásobně lehčí těleso může zůstat v rovnováze.), vzdáleného asi 1 500 000 km od Země.

Hlavní cíle mise:

- Prozkoumat strukturu a dynamiku slunečního nitra.

- Objasnit existenci sluneční koróny a způsob jakým je vyhřívána na teplotu řádově milion stupňů Kelvina.

- Zjistit kde vzniká sluneční vítr a jak je urychlován.

Přístroje na palubě:

- Coronal Diagnostics Spectrometer (CDS) – Přístroj určený k měření elektromagnetického záření Slunce v ultrafialovém oboru.

- Charge, Element, and Isotope Analysis System (CELIAS) – zjišťuje složení slunečního větru a meziplanetárních částic (rychlost, hustotu, směr toku).

- Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer (COSTEP) – dalekohled pro zkoumání spekter elektronů a jader hélia a vodíku ve sluneční atmosféře.

- Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) – přístroj k zobrazení vnitřní koróny ve čtyřech spektrálních čarách ultrafialového oboru (Fe IX/X, Fe XII, Fe XV, He II).

- Energetic and Relativistic Nuclei and Electron experiment (ERNE) – měří a zaznamenává urychlování částic ve Sluneční atmosféře, základní a isotopickou přeměnu vodíku na železo, energetická spektra iontů a elektronů s energií na 1 MeV, šíření částic v prostoru, detekuje rozpadlé protony a neutrony.

- Global Oscillations at Low Frequencies (GOLF) - zaznamenává celkové oscilace Slunce v rozsahu 10-2 až 10-7Hz s důrazem na nízkofrekvenční vlny, které pronikají slunečním jádrem.

- Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) – přístroj k měření velmi slabého koronálního záření.

- Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation (MDI/SOI) – přístroj vytvoření SOI (mezinárodní projekt pro zkoumání vnitřní struktury a dynamiky Slunce) pro zobrazení vibrací vnitřních částí Slunce.

- Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) – přístroj pro zkoumání vlastností plazmatu.

- Solar Wind Anisotropies (SWAN) – sleduje Lymanovo alfa záření vznikající v atomech vodíku.

- Ultraviolet Coronograph Spectrometer (UVCS) – speciální přístroj pro zkoumání slunečního větru a koróny.

- Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations (VIRGO) – je určený k velmi přesným měřením celkového a spektrálního záření Slunce, měření polárních a rovníkových průměrů.

Výsledky mise:

- Detekce toků plynu uvnitř Slunce. Pod povrchem se skrývají obrovské řeky plazmatu, mají tvar oválů o průměrech okolo 30 000 km a sahají až do hloubky asi 20 000 km.

- Poblíž pólů proudy plazmatu dosahují rychlosti až 160 . Proto můžeme i na Slunci sledovat úkazy podobné zemským: El Niňo, hurikány, obří bouře či tornáda.

- Sluneční hmota se stěhuje rychlostí 80 od rovníku k pólům, trvá jí to asi jeden rok.

- Na Slunci existuje sluncetřesení.

- Sluneční skvrny mají tloušťku několik tisíc kilometrů. Z nejnižší části skvrny stoupá vzhůru proud plazmatu, ten se na povrchu skvrny ochladí a rozlévá se od středu skvrny k okrajům. Plazma se pohybuje podél uzavřených magnetických smyček a na okraji skvrny se opět vrací pod povrch Slunce.

- Sluneční dynamo (místo, kde se indukuje magnetické pole Slunce) se nachází 220 000 km pod povrchem, až pod konvektivní zónou

- Odhalení slunečních skvrn i na odvrácené straně Slunce.

- Objev více jak 1300 do té doby neznámých komet, při přechodu přes sluneční disk. A toto číslo dále stoupá.