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