O Slunci

Slunce. Pro někoho symbol života, pro jiné koule žhavých plynů nebo fascinující hádanka. A pro mě? Tak trochu vše dohromady…

*kolmo postavený rovníkový poloměr Země, pozorovaný ze středu Slunce při střední vzdálenosti Slunce-Země, se jeví pod tímto úhlem

Slunce je hvězdou ležící uprostřed naší soustavy a je zároveň jejím největším tělesem (soustřeďuje v sobě 99,78% veškeré hmoty). Přestože je pro nás jediným významným zdrojem energie, jedná o nepříliš důležitou hvězdu spektrálního typu G2V (žlutý trpaslík). Nachází se ve vzdálenosti 10 kpc od středu Galaxie v prostoru mezi dvěma spirálovitými rameny s nízkou hustotou hvězd. Jeden oběh kolem středu Galaxie trvá Slunci přibližně 200 milionů let, navíc koná vlastní pohyb rychlostí 19,4 km.s^-1 směrem k souhvězdí Herkules. Sama hvězda také rotuje kolem své osy, její perioda je 25,36 dne. Vzhledem k tomu, že se jedná o plynné těleso, je rychlost rotace na rovníku vyšší než na pólech. Kromě toho závisí tato rychlost na hloubkovém uložení pozorovaného jevu (hlubší vrstvy rotují rychleji). Relativní jasnost Slunce na pozemské obloze je -26,8 magnitudy, absolutní jasnost jen 4,77 magnitudy. Tato vysoká zdánlivá jasnost je způsobena malou vzdáleností Země-Slunce, nazývanou astronomická jednotka (1,496 . 10¹¹ m). Slunce je 328 900krát těžší než Země, jeho průměr je 109krát větší, hustota je tedy 4krát nižší. Tvarem se blíží na pólech zploštělé kouli, což je způsobeno strmějším teplotním gradientem v polárních oblastech. Rozměry se však (v závislosti na periodicky se opakujících dějích v hlubších vrstvách) neustále mění. Chemicky je Slunce složeno z vodíku, který tvoří až 71,6% celkové hmoty; helia (27%) a dalších prvků (1,4%)- převážně kyslíku a uhlíku. Chybí zde pouze 5 na Zemi známých prvků. Nezanechávají ve slunečním spektru stopu, protože se pravděpodobně vyskytují jen ve velmi malém množství.

Slunce se skládá z několika vrstev. Centrální oblastí je jádro tvořící polovinu hmotnosti, ale jen 1,5% objemu celého tělesa. Právě zde probíhají za teploty blížící se 15 milionům kelvinům termonukleární reakce. Jedná se o slučování vodíků na helium v tzv. proton-protonovém řetězci. Při reakci se uvolňuje krátkovlnné záření gama, během cesty k povrchu však jeho vlnová délka roste až na 400-700nm (oblast viditelného světla). Obecně Slunce vydává záření téměř ze všech oblastí spektra, od radiového po rentgenové. Další část se nazývá zóna zářivé rovnováhy a nachází se v oblasti 0,35 až 0,7 poloměru Slunce. Energie je transportována zářením do třetí- konvektivní vrstvy. Konvekční zóna se však liší, přesun tepla zde probíhá vertikálními proudy, tzv. konvekcí (jejím viditelným projevem je granulace- viz níže).

Také sluneční atmosféra je rozvrstvena. Fotosféra je jen 300 km silná vrstva, jedná se o viditelný povrch hvězdy. Teplota se pohybuje kolem 6 000 K a hustota kolísá mezi 10^-4 a 10^-6 kg m-3. Jsou zde pozorovatelné sluneční skvrny, fakule a granulace. Nad fotosférou se nachází 14 000 km silná chromosféra. Je dobře pozorovatelná v čárách Ha , je výrazně načervenalá a má typickou vláknitou strukturu, nazývanou chromosférická síť. Teplota chromosféry s výškou stoupá a místy dosahuje až 50 000K. Největší složka sluneční atmosféry se nazývá koróna. Jedná se o oblak velmi řídkého plynu a prachu, jehož jas je asi milionkrát slabší než jas fotosféry, a proto je pozorovatelný jen při úplném zatmění Slunce. Koróna postupně přechází do meziplanetárního plynu a její hustota klesá. Teplota může dosáhnout až 7 milionů K, i tady dochází k teplotní inverzi. Z koróny unikají do meziplanetárního prostoru elektricky nabité částice (elektrony, protony a nabité helium) známé jako sluneční vítr.

Na Slunci je možné pozorovat mnoho různých útvarů. Těmi nejzajímavějšími jsou pravděpodobně sluneční skvrny. Jedná se o tmavá místa ve fotosféře s nižší teplotou než okolí. Některé dosahují velikosti téměř 150 000 km a lze je pozorovat pouhým okem. Z prvotního stadia- póru- se obvykle vytvoří skvrna s dvěma částmi: umbrou (tmavé jádro) a penumbrou (světlejší okraj). Při zdánlivém posunu skvrny (vliv sluneční rotace) k okraji kotouče dochází k tzv. Wilsonově jevu. Skvrna se pozorovateli jeví jako jáma, kde umbra tvoří dno a penumbra šikmé stěny. Sluneční skvrny se přesouvají během jedenáctiletého cyklu od 35°-30° směrem k 15°-10° severní i jižní šířky, mimo tento pás se prakticky nevyskytují. Dalšími známými objekty ve sluneční atmosféře jsou fakule a flokule. Jedná se o světlé nepravidelné útvary kolem skvrn. Fakule se nacházejí ve fotosféře, flokule v chromosféře. Kromě toho se můžeme u Slunce setkat se spikulemi (proud hmoty vyvržený z fotosféry až do koróny), protuberancí (oblak hustší a chladnější plazmy v koróně pozorovatelný nad okrajem slunečního kotouče) a jejími průměty na disk- filamenty. Granulace je zrnění ve fotosféře a koróně způsobené proudem horkého plynu vyvěrajícího na povrch. Erupcí je nazýváno náhlé uvolnění energie, výbuch v místě silného magnetického pole. Dochází při ní k zvýšení toku gama, rentgenového, ultrafialového i viditelného záření a vyvržení velkého množství elektricky nabitých částic.

Už před tisíci lety lidé věděli, že žijeme jen díky Slunci. Starověcí Egypťané ho uctívali jako boha Rea, Mezopotámci Šamaše, Řekové Apollóna, Indové Súrju. Za celou dobu lidské existence neztratilo Slunce nic na své důležitosti. Znamená pro nás potravu, teplo, světlo,... Znamená ŽIVOT.

Použitá literatura:
Odhalená tajemství Slunce (R.Kippenhahn)
Přehled astronomie (O.Hlad- J.Pavlousek)
http://vt-2004.fyzika.net
http://astro.troja.mff.cuni.cz/broz/slunce

Autor textu: Lenka Jakubčíková