Slunce

Centrálním tělesem Sluneční soustavy, kolem něhož obíhají ostatní její objekty je hvězda Slunce.

Slunce

Slunce je jednou z mnoha miliard hvězd naší Galaxie. V porovnání s ostatními hvězdami je hvězdou mírně nadprůměrné velikosti (průměrná hmotnost hvězd v Galaxii je odhadována na polovinu hmotnosti Slunce) a ani jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Slunce obíhá okolo středu Galaxie ve vzdálenosti 25 000 - 28 000 světelných let od jejího středu (asi v 1/3 průměru disku Galaxie). Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Průměr Slunce je 1 384 640 kilometrů, tedy přibližně 109krát více, než průměr Země. Je to téměř dokonalá koule (zploštění 9 milióntin, rovníkový a polární průměr se liší o přibližně 10 km) žhavých plynů o hmotnosti 1,989×1030 kg (330 000 krát více než Země a 99,8% hmotnosti sluneční soustavy), která neustále produkuje ohromné množství energie. Svou hmotností tedy značně převyšuje ostatní objekty Sluneční soustavy a jeho gravitace ovlivňuje celou sluneční soustavu. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů, tento rozdíl v rychlosti rotace je zapříčiněn působením magnetického pole. Kolem své osy se otočí za 25 (na rovníku) až 36 (na pólech) dní.

Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina), výkon tohoto přírodního termojaderného reaktoru je zhruba 4×1026 W. U Země je tok sluneční energie 1,4 kW/m2.

Hmotu Slunce tvoří ze 75% vodík, 25% při termonukleárních reakcích vzniklé helium a stopové množství dalších prvků. Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova - 130 g/cm3) a směrem k povrchu klesá až na 0,001 g/cm3. V průměru je však Slunce jen o něco hustší než voda. Slunce má výrazné magnetické pole, které sahá až za oběžnou dráhu Pluta.

Nitro Slunce je tvořeno několika vrstvami: jádro, vrstva v zářivé rovnováze, konvektivní zóna, fotosféra, chromosféra a koróna.

Nitro Slunce

Sluneční těleso spolu s atmosférou zvanou heliosféra se skládá z několik vrstev. Hlavní části, z nichž se Slunce skládá jsou jádro, vrstva v zářivé rovnováze, konvektivní zóna, fotosféra, chromosféra a koróna.

Jádro Slunce

Uprostřed Slunce se nachází jádro, které se nachází ve vzdálenosti přibližně do 130 000 km od středu Slunce. Jádro Slunce představuje gigantický jaderný reaktor, ve kterém probíhá termojaderná fúze. Teplota jádra je přibližně 15 milionů °C. Výkon přírodního reaktoru v jádru Slunce je zhruba 4×1026 W

V jádru Slunce funguje velmi dokonalá zpětná vazba, která velmi přesně zachovává hodnoty parametrů, především teploty a tlaku tak, aby si sluneční reaktor udržoval stabilní výkon. Rychlost termojaderné reakce závisí právě na teplotě a tlaku. Poklesne-li v určité části slunečního jádra produkce energie, poklesne tam teplota a zvýší se tlak. Zvýšení tlaku však má za následek zvýšení teploty, a zvýšení teploty má za následek zvýšení produkce energie z termojaderné syntézy.

Pokud se na některém místě slunečního jádra rozhoří fúze poněkud více, zvýší se na tomto místě teplota, což vede ke zvýšení tlaku, rozpínání této oblasti a tím k ochlazení a zpomalení rychlosti termojaderné fúze. Reaktor v jádru Slunce osciluje velmi nepatrně kolem dlouhodobě udržované úrovně, která je velmi dobře hlídána těmito mechanismy.

Slunce - Vrstva v zářivé rovnováze

Sluneční jádro obklopuje přibližně půl milionu kilometrů široká Vrstva v zářivé rovnováze. Tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože podmínky pohybu ve Vrstvě v zářivé rovnováze jsou i pro foton velmi nepříznivé. Fotony jsou zde neustále pohlcovány hmotou a poté opět vyzařovány v náhodném směru. Předpokládá se, že fotony Vrstvou v zářivé rovnováze putují přibližně 100 000 let.

Hmota se ve Vrstvě v zářivé rovnováze nachází ve fomě plazmy. Teplota se zde pohybuje v rozmezí 7 až 2 000 000 K, hustota dosahuje 20 g/cm3 ve spodních vrstvách a 0,2 g/cm3 ve svrchních.

Tachoklina

Jedná se o tenkou mezivrstvu, která byla objevena měřením americké družice SOHO. Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého magnetického pole Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmy a dochází ke změně rotační rychlosti.

Konvektivní zóna Slunce

Tloušťka konvektivní zóny činí přibližně 200 000 km a sahá od vrchních vrstev tachokliny až po vrstvu, kterou jsme již schopni pozorovat.

Konvektivní zóna je někdy označována jako vrstva proudění, což naznačuje způsob přenosu energie, který přichází ke slovu v této části Slunce. Zaímco ve vrstvě v zářivé rovnováze byla energie přenášena pomocí záření - fotony, v konvektivní zóně se prudce zvyšuje opacita (neprůhlednost) a záření již není schopno zajistit přenos energie do vyšších vrstev. Štafetu přenosu energie přebírá v konvektivní zóně proudění (konvekce). Obrovské masy horkého plazmatu stoupají směrem vzhůru a na jejich místo se dostávají masy chladnějšího plazmatu z vrchních vrstev. Než se obří masy horkého plazmatu stoupající směrem vzhůru dostanou k povrchu, postupně se rozpadají na menší fragmenty.

Sluneční atmosféra

Sluneční atmosféra se skládá ze čtyř základních vrstev, které se nacházejí nad konvektivní zónou. Jsou to:
fotosféra (fotos - viděti), vrstva, kterou můžeme bez větších problémů pozorovat,
chromosféra (chrómos - barevný), vrstva, která byla objevena při úplných zatměních Slunce, kdy se pozorovatelům jevila jako šarlatový prstýnek obepínající Slunce,
přechodová oblast,
koróna, nejsvrchnější a nejrozsáhlejší oblast sluneční atmosféry, kterou můžeme ze Země sledovat v plné kráse pouze při úplných zatměních Slunce.

Další články na téma Slunce

Sluneční skvrny jsou oblasti na povrchu Slunce, ve kterých magnetické pole zabraňuje v proudění plazmatu.
Vznik Slunce

Sluneční soustava