Obsah Obsah

Úvod  Merkur

Slunce

Základní charakteristika

Slunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě dalších 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnostiHlavní posloupnost – skupina hvězd táhnoucí se diagonálně v HR diagramu. Hvězdy hlavní posloupnosti svítí energií vzniklou fúzí vodíku, mezi tyto hvězdy patří i Slunce. Nejvíce jsou zastoupeny chladné, málo svítivé hvězdy. Jde o první stádium hvězdného vývoje., i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrnySluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 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. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611., protuberance, erupce a další sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářenímSluneční záření – elektromagnetické záření širokého spektra, od dlouhovlnného rádiového záření až po rentgenové, které vyzařuje Slunce. U Země tok energie slunečního záření činí přibližně 1,4 kW/m2. v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem a slunečním větremSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.. V této kapitole najdete jen základní informace o Slunci. O jeho magnetických projevech se dočtete v kapitole Plazma ve vesmíru, o budoucím osudu Slunce v kapitole Závěrečná stádia hvězd a o ohřevu sluneční koróny magnetoakustickými vlnami v bulletinu Ohřev sluneční koróny. V roce 1960 objevili američtí astronomové Robert Leighton, Robert Noyes a George Simon pětiminutové oscilace slunečního povrchu. Pozorovali je v 18 metrů vysoké sluneční věži na observatoři Mt. Wilson v jižní Kalifornii a poté je systematicky zkoumali několik následujících let. Tento objev dal vzniknout helioseismologii – určování vlastností slunečního nitra z šíření zvukových vln. Detaily se dočtete v bulletinu Sluneční a hvězdná hudba. K sondám, které se zapsaly zlatým písmem do výzkumu Slunce patří SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm., SDOSDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření., HinodeHinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny., StereoSTEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory, mise NASA z roku 2006, jejímž hlavním cílem je pomocí dvou stejných sond pořizovat třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy nesou zobrazovací jednotky pro viditelný i XUV obor a přístroje k výzkumu slunečního větru. a mnohé další.

Nejlepším přístrojem současnosti pro pozorování Slunce od ultrafialového po vizuální obor je sonda SDO. Po pěti letech činnosti vzniklo v roce 2015 toto unikátní video s fascinujícími záběry Slunce a jeho aktivity. Nezapomeňte si video pustit v rozlišení na celou obrazovku. Zdroj NASA (mp4/h264, 60 MB).

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 696 milionů tun helia a zbylé 4 miliony tun hmotnosti se přemění na energii (96 % elektromagnetické záření, 4 % odnášejí elektronová neutrinaNeutrino elektronové – částice patřící mezi leptony, vzniká spolu s pozitronem při slabých rozpadech. Jde o částici velmi malé hmotnosti, která interaguje s hmotou jen slabou interakcí, snadno proto hmotou proniká. Jeho existenci předpověděl W. Pauli v roce 1930 na základě analýzy beta rozpadu. Název neutrino mu dal Enrico Fermi po objevu neutronu v roce 1932 (v italštině znamená neutrino malý neutron). Jeho existence byla potvrzena v roce 1956 v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolíně (Frederick Reines, Clyde Cowan). ). 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 (více než 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 siločar při povrchu Slunce způsobují výrony koronální hmotyCME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME)., které se v podobě plazmoidůPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. šíří Sluneční soustavou.

Základní parametry Slunce
hmotnost 1,989×1030 kg
průměr 1 400 000 km
teplota povrchu 5 780 K
teplota jádra 15×106 K
teplota korony až 2×106 K
doba otočení (rovník) 25 dní
doba otočení (póly) 36 dní póly
chemické složení H 92,1 %
He 7,8 %
O 0,061 %
C 0,03 %
průměrná hustota 1,4 g/cm3
globální mg. pole 10÷300 μT
mg. pole ve skvrnách až 0,3 T
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
relativní magnituda −26,8
absolutní magnituda +4,1

Struktura Slunce

Nitro Slunce
  • Jádro je je energetickým zdrojem samotného Slunce i celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát vyšší 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 a neutrin. Nejrozšířenějším souborem reakcí je v našem Slunci protono-protonový řetězec, v menší míře probíhá CNO cyklus. Oba soubory reakcí jsou popsány v kapitole Vznik a vývoj hvězd.
  • Vrstva v zářivé rovnováze obklopuje jádro a má tloušťku přibližně 500 tisíc kilometrů. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu několik set tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním volnými elektrony a znovu vyzářením v náhodném směru.
  • Konvektivní zóna je oblast mezi zářivou vrstvou a povrchem Slunce, v níž se energie šíří prouděním (konvekcí). Horké sluneční plazma proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Tato zóna sahá do 200 tisíc kilometrů pod povrch Slunce. Na spodní hranici konvektivní zóny, která hraničí s radiační zónou, se obrací směr rychlosti proudění (tzv. tachovrstva), fluktuace rychlosti zde mají nejvyšší hodnotu, a proto v této oblasti dobře funguje tekutinové dynamo a je zde generováno magnetické pole.
  • Fotosféra je viditelný povrch Slunce, má teplotu asi 5 800 K. Pro fotosféru je 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 je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Dominantním mechanizmem ohřevu je rozpad různých typů vln a nestabilit plazmatu, zejména Alfvénových vln. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce – náhlá zjasnění v chromosféře.
  • Koróna je oblast nad chromosférou. 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. S vysokou teplotou koróny souvisí neobvyklé spektrální čáry vysoce ionizovaných kovů, které byly dříve považovány za nový prvek – korónium. Koróna je pozorovatelná i pouhým okem při úplném zatmění Slunce. Při náhlé rekonekci magnetických siločsr dochází k uvolnění energie, ohřevu plazmatu, rentgenovému vzplanutí a uvolnění plazmoidu, který se vydá napříč Sluneční soustavou.

Vnější projevy Slunce

Vnější projevy Slunce

Různé projevy sluneční aktivity. V dolní řadě je celkový pohled na Slunce se skupinou skvrn v různých oborech spektra. V infračerveném a optickém oboru jsou skvrny tmavší než sluneční povrch, v ostatních oborech naopak dominují. Zdroj: NASA/ESA.

  • Protuberance jsou výtrysky sluneční hmoty desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Jejich tvar kopíruje siločáry lokálního magnetického pole.
  • Erupce jsou 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 (tzv. koronální výron hmoty). Zachytí-li tento oblak magnetosféra naší Země, dojde k výrazným polárním zářím a magnetickým bouřím.
  • Sluneční skvrny jsou oblasti na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které mají 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. Elektrony kroužící podél siločar v oblasti skvrn intenzivně září v ultrafialovém oboru.
  • Spikule jsou úzké výtrysky plynů z chromosféry s dobou života několik minut. Dosahující velikosti několik tisíc kilometrů. Shromažďují se na okraji supergranulačních oblastí.
  • Magnetické pole Slunce je ovlivněno rotací Slunce. Siločáry jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulového pole je v rovníkové 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) i samotný sluneční výkon. O slunečním cyklu poprvé napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti.
  • 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. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.

Sondě SDO se za 7 let činnosti podařilo zdokumentovat sluneční aktivitu v období (2010 až 2017) pokrývajícím většinu jednoho slunečního cyklu. Na videu jsou patrné změny počtu slunečních skvrn ve vizuálním oboru a vzhled bezprostředního okolí Slunce v krátkovlnném UV oboru. Zdroj NASA (mp4/h264, 146 MB).

Další zdroje

Astrofyzika: Plazma ve vesmíru

Astrofyzika: Závěrečná stádia vývoje hvězd

Petr Kulhánek: Ohřev sluneční korony; AB 9/2009

Petr Kulhánek: Sluneční a hvězdná hudba; AB 22/2011

Ivan Havlíček: Slunce kosmickými dalekohledy

Úvod  Merkur

Aldebaran Homepage