OBSAHSluneční soustavaSluneční soustavaMerkur
 

Slunce

Slunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě dalších 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti, i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrny, protuberance, erupce i jiné sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářením v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem a slunečním větrem.


 

Charakteristika Slunce

Slunce je hvězdou průměrné velikosti a ani jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie (přibližně 30 000 světelných roků od jejího středu). 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). U Země je tok sluneční energie 1,4 kW/m2. Hmotu Slunce tvoří převážně vodík, v menší míře 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. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů.

Slunce má výrazné magnetické pole, do kterého je ponořena celá Sluneční soustava. Vrstva nulového pole (tzv. Parkerova plocha) je charakteristicky zvlněná. Rekonekce magnetických silokřivek při povrchu Slunce vedou na výrony koronální hmoty (CME), která se v podobě plazmoidů šíří Sluneční soustavou.

 

Základní data o Slunci

hmotnost 1,989×1030 kg
průměr 1 400 000 km
teplota povrchu 5 700 K
teplota jádra 15 000 000 K
doba otočení  
kolem osy
25 dní rovník;  
36 dní póly
chemické složení
H 92,1 % 
He  7,8 %
O 0,061 %
C 0,03 %
průměrná hustota 1,4 g/cm3
indukce mg. pole (10 až 300)×10–6 T
indukce ve skvrnách až 0,3 T
spektrální třída G 2
hustota výkonu 0,19 mW/kg
celkový výkon 4×1026 W
tok energie u Země 1,4 kW/m2
úniková rychlost 618 km/s
tíhové zrychlení 28 g
magnituda relativní:  –26,8 mag
absolutní: +4,1 mag

 

Struktura Slunce

Struktura Slunce

Jádro

Jádro je energetickým zdrojem nejen Slunce, ale i celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát větší než voda a teplotu 15 milionů kelvinů. V tomto dokonalém reaktoru probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku na hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů. Schéma naznačuje nejrozšířenější typ reakce v našem Slunci – tzv. proton-protonový řetězec.

pp-řetězec

pp řetězec

Vrstva v zářivé rovnováze 

Jádro obklopuje Vrstva v zářivé rovnováze, široká 500 tisíc km. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu několik set tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním hmotou a znovu vyzářením v náhodném směru.

Konvektivní zóna

Proudy horké sluneční hmoty v konvektivní zóně proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Šířka tohoto pásma je asi 200 tisíc kilometrů, energie se v této vrstvě předává prouděním.

Fotosféra

Slunce H alfa Povrch Slunce, zvaný fotosféra, má teplotu asi 5 800 K. Je pro něj charakteristická tzv. granulace, která je tvořena vrcholky vzestupných a sestupných proudů z konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Z fotosféry jsou vyvrhovány protuberance – oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli.

Chromosféra

Chromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Je to pravděpodobně způsobeno rozpadem různých typů nestabilit plazmatu, které chromosféru ohřívají. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce – náhlá zjasnění v chromosféře.

Koróna

Korona při zatmění, Martin Lehký 1998 Oblast nad chromosférou nazýváme koróna. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5×106 K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 800 K). Koróna je zahřívána především rozpadem magnetoakustických vln šířících se plazmatem. Neobvyklé spektrální čáry vysoce ionizovaných kovů byly dříve považovány za nový prvek – korónium. Koróna je pozorovatelná i pouhým okem při úplném zatmění Slunce. Při náhlé rekonekci magnetických silokřivek dochází k uvolnění energie, ohřevu plazmatu, rentgenovému vzplanutí a uvolnění plazmoidu, který se vydá napříč Sluneční soustavou.

 

Vnější projevy Slunce

Protuberance

Protuberance jsou výtrysky sluneční hmoty desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Jejich tvar kopíruje silokřivky lokálního magnetického pole.
Protuberance

Erupce

Náhlá zjasnění ve fotosféře a chromosféře doprovázená výrazným uvolněním hmoty a energie. Může dojít až k odtržení oblaku plazmatu se zamrzlým magnetickým polem, který putuje Sluneční soustavou. Zachytí-li tento oblak magnetosféra naší Země, dojde k výrazným polárním zářím a magnetickým bouřím.
Erupce

Sluneční skvrny

oblasti na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5 000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách. Poprvé byly pozorovány v roce 1611.
Skvrny s granulacíSkrny ze Soho se simulací mg. pole, 1997

Spikule

Úzké výtrysky plynů z chromosféry s dobou života několik minut. Dosahující velikosti několik tisíc kilometrů. Shromažďují se na okraji supergranulačních oblastí.
Spikule

Magnetické pole

Magnetické pole Slunce je ovlivněno rotací Slunce. Silokřivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulového pole je v ekvatoriální oblasti výrazně rozvlněna. Planeta tak při pohybu kolem Slunce střídavě prochází oblastmi s různým směrem magnetického pole. V období minima aktivity má pole přibližně dipólový charakter, v období maxima je složitější. Přibližně po jedenácti letech dochází k přepólování pole. Tuto jedenáctiletou periodu sleduje také sluneční aktivita (například počty skvrn).
Archimédovy spirály silokřivek mg. poleRozvlnění plochy nulového mg. poleCelkový pohled na magnetosféru Slunce

Sluneční vítr

Sluneční vítr je označení pro proud nabitých i neutrálních částic, vyvrhovaných ze Slunce. Sluneční vítr interaguje s magnetosférami planet a komet. Vytváří rázové vlny a tvaruje magnetické pole planet. Při průniku částic do magnetosféry Země dochází k polárním zářím a magnetickým bouřím.
Polární záře

 

Slunce (10. 10. – 13. 10. 1997)

 Snímek 1Snímek 2Snímek 3Snímek 4Snímek 5Snímek 6

Snímek 1: 1083 nm (He I); U.S. National Solar Observatory, Kitt Peak (Arizona);12.10.1997
Snímek 2: 30,4 nm (He II); SOHO EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope); 13.10.1997
Snímek 3: 19,5 nm (Fe XII); SOHO EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope); 13.10.1997
Snímek 4: měkké RTG; Yohkoh SXT (Soft X-ray Telescope); 11.10.1997
Snímek 5: magnetogram; U.S. National Solar Observatory, Kitt Peak (Arizona); 10.10.1997
Snímek 6: korona z koronografu; bílé světlo; Mauna Loa Solar Observatory (Hawaii); 10.10.1997

Povšimněte si, že v IR a V oblasti skvrny září málo. V oborech UV a RTG září elektrony rotující kolem silokřivek.


 

Fotografie Slunce

Další informace

KoronaSlunce, RTGSlunce, H alfaDetail povrchu, H alfa
Sluneční skvrny, H alfaSlunce,  viditelné spektrumSlunce, H alfaSlunce s protuberancí

Wikipedia
 
OBSAHSluneční soustavaSluneční soustavaMerkur