Slunce - hmotnost, teplota povrchu a jádra, průměr naší hvězdy

Díky vysoké hmotnosti této hvězdy obíhají všechna tělesa Sluneční soustavy kolem Slunce, resp. společného gravitačního centra, barycentra. To však leží ve slunečním nitru. Přestože je hmotnost Slunce poměrně úctyhodná, jedná se jen o malou hvězdu, žlutého trpaslíka spektrální třídy G2V.

Slunce je pouze jednou z hvězd naší Galaxie, ve které je dalších (až) 400 miliard hvězd (sluncí)! Naše Slunce je od jádra Galaxie, jejíž průměr činí asi 100 000 ly (světelných let), vzdáleno asi 30 000 ly a nachází se na vnitřním okraji jednoho z jejich spirálních ramen.

Postavení Slunce ve vesmíru, rozměry

Okolo galaktického jádra obíhá celá naše Sluneční soustava rychlostí asi 250 km / s. Jeden oběh tak stihne za zhruba 250 miliónů let! Vizuální hvězdná velikost našeho Slunce je –26,74^m, absolutní hvězdná velikost pak jen pouhých 4,83^m.

Úhlový průměr Slunce na naší obloze je 31´ 59,2´´, tedy asi půl stupně. Skutečný průměr Slunce je impozantních 1 392 000 km, oběžná dráha Měsíce kolem Země by se do něj vešla více než třikrát. Pro srovnání je to 109× větší průměr než je průměr Země. Objem Slunce je 1,412 × 10²⁷ m³, což je asi 1 300 000× větší objem než kolik činí objem Země.

Teplota a zářivý výkon

Naše Slunce (podobně jako jiné hvězdy) září díky probíhajícím termonukleárním reakcím. Na Slunci probíhá termonukleární reakce p-p (proton – proton) typu, kde se slučují čtyři jádra vodíku na jádro hélia, přičemž se uvolňuje obrovské množství energie.

Termonukleární reakce probíhají ve slunečním nitru, kde dosahuje teplota okolo 15 000 000 K a tlak neuvěřitelných 4×10¹⁶ Pa a zářivý výkon 4 × 10²⁶ J × s^–1, tedy 4 × 10²³ kW. Obrovská hmotnost Slunce se podepisuje i na velkém gravitačním zrychlení na povrchu 273,98 m × s^–2 i vysoké únikové rychlosti 617,7 km × s^–1.

Chemické složení Slunce

Níže uvedená tabulka zobrazuje chemické prvky, které se největší měrou podílejí na stavbě naši nejbližší hvězdy. Celkově však astrofyzici evidují ve spektru Slunce celkem 67 prvků Mendělejevovy tabulky!

Magnetické pole a struktura

Magnetické pole Slunce má vysokou intenzitu, která se pohybuje v rozmezí 10^-1 T u některých slunečních skvrn po průměrných 10^-3 až 10^–4 T. Magnetické pole se významnou měrou podílí nejen na stavbě Slunce, ale i na vysokoenergetických procesech probíhajících ve sluneční atmosféře a koróně.

Slunce nerotuje jako tuhé těleso, ale má tzv. diferenciální rotaci. Rovníkové oblasti se otáčejí jinou rychlostí než oblasti středních šířek či polární oblasti. Tak například rotační doba na rovníku je asi 24,7 dne, kdežto na slunečních pólech již 34 až 35 dne. Na 45° heliografické šířky rotuje Slunce v periodě 28,2 dne. Střední doba rotace Slunce odpovídá 17° heliografické šířky a činí 25,38 dne.

Slunce je tvořeno, zjednodušeně řečeno, plazmou. Jako takové tedy nemá pevný povrch. Jako povrch se nám na slunečním disku jeví fotosféra, zářivá vrstva sluneční atmosféry, která je neprůhledná, dosahuje teploty okolo 6 000 °C a tloušťky jen asi 300 km. Fotosféra plynule přechází do další, vyšší a výrazně řidší vrstvy zvané chromosféra.

Tloušťka chromosféry je již asi 16 000 km. Nad chromosférou je pak sluneční koróna, která je tvořena velice řídkou plazmou o teplotě 4 × 10⁶ K. Koróna je dobře pozorovatelná během slunečních zatmění. Průměr koróny přesahuje průměr Slunce, její tvar a charakter silně závisí na sluneční činnosti, která se mění v tzv. 11letém cyklu. Koróna pak volně přechází do meziplanetárního prostoru ve formě tzv. slunečního větru, tedy proudu částic.

Nitro Slunce

Sluneční jádro

Sluneční jádro je poměrně malé, zaujímá asi jen čtvrtinu slunečního průměru. Hustota jádra činí asi 152 g/cm³, tedy látka slunečního nitra má asi 152× vyšší hustotu než je hustota vody a nebo, pro snad ještě větší názornost, 19,3× vyšší než hustota železa (7,874 g/cm³) či 6,76× než hustota osmia (22,480 g/cm³), nejhustějšího známého prvku.

V slunečním jádru probíhají termonukleární reakce p-p cyklu (94 % generované energie) a CNO cyklu (6 % generované energie) při teplotách asi 15,7 × 10⁶ K a tlaku 25 × 10⁹ Mpa, což, pro představu, převyšuje 250 miliardkrát atmosférický tlak u povrchu planety Země. Každou sekundu se ve slunečním nitru přemění asi 4 milióny tun vodíku na těžší hélium, přičemž se uvolní velké množství energie. Avšak i při takto ohromné spotřebě ztratí Slunce jen asi 0,1 % své hmotnosti za 12 miliard let…

Zářivá vrstva

Nad slunečním jádrem se nachází slupka, ve které klesá tlak a teplota natolik, že v ní nemohou probíhat termonukleární reakce. Vrstva v zářivé rovnováze (zářivá vrstva) dosahuje až k 70 % slunečního průměru, na kteréžto hranici je tato vrstva oddělena tenkou vrstvičkou zvanou tachoklina od svrchní vrstvy slunečního tělesa - konvektivní zóny. Vrstva v zářivé rovnováze je průhledná pro fotony, které vznikají při termonukleárních reakcích ve slunečním jádře.

Konvektivní zóna

Konvektivní zóna zaujímá asi 30 % slunečního průměru a tvoří svrchní část slupky Slunce. Od níže položené vrstvy v zářivé rovnováze je oddělena tzv. tachoklinou. Zajímavé je, že ačkoliv konvektivní zóna představuje téměř 2/3 objemu slunečního tělesa, látka v ní obsažená tvoří jen asi 2 % celkové hmotnosti Slunce. To je dáno klesající hustotou látky od slunečního jádra k povrchu Slunce. Vždyť na dně konvektivní zóny dosahuje hustota látky jen čtvrtiny hustoty vody. Hustota je tady asi 600 × nižší než ve sluneční jádru.

Sluneční atmosféra

Fotosféra

Sluneční fotosféra, tato asi jen 300 km silná (tedy vzhledem k rozměrům Slunce neobyčejně tenoučká) vrstva sluneční atmosféry je považována za povrchu Slunce. Ze sluneční fotosféry k nám proudí převážná část viditelného záření. Pozorovat v ní můžeme velkou část projevů sluneční aktivity, zejména sluneční skvrny.

Fotosféra má tloušťku asi 300 km, teplotu 5 785 K, ale velice nízkou hustotu - jen asi 10^-7 g/cm³ (asi 10¹⁷ částic v kubickém centimetru). V pozemských podmínkách se jedná o vynikající technické vakuum. Charakteristickým znakem fotosféry je její zrnitost - granulace. Granuly mají průměr 200 až 1 800 km a podle dnešních představ se jedná o vrchní oblasti výstupních konvektivních proudů. Granuly jsou o 200 K teplejší a o 30 % jasnější než okolní fotosféra.

Sluneční skvrny

Nejcharakterističtějšími útvary sluneční fotosféry jsou sluneční skvrny. Jejich výskyt je vázán na sluneční aktivitu (11letý cyklus). Skvrny vznikají v oblastech se silným magnetickým polem (až 0,1 T). Zárodkem slunečních skvrn jsou tzv. póry. Ty mají průměr jen okolo 1 000 až 2 000 km.

Většina pór však zanikne v průběhu několika minut či hodin, jen málo z nich se začno zvětšovat a přeměňovat se na sluneční skvrnu. Za zmínku stojí, že heliografická šířka vzniku slunečních skvrn závisí na 11letém cyklu a je dána tzv. Spörerovým zákonem.

Nový sluneční cyklus začíná tehdy, když skvrny starého cyklu postupně zanikají v blízkosti slunečního rovníku a v heliografických šířkách okolo 35° se objevují skvrny nového cyklu s opačnou polaritou vedoucí skvrny skupiny skvrn. Ve středních a polárních oblastech sluneční skvrny nevznikají.

Teplota slunečních skvrn je nižší než teplota okolní fotosféry, činí jen 4 300 až 4 700 K. Skvrna je tvořena tmavým jádrem zvaným umbra a světlejším lemem zvaným penumbra. Ve skupině skvrn vždy vyniká vedoucí skvrna na západním okraji skupiny (ve směru diferenciální rotace je tedy vždy jako první) a chvostová na východním okraji.

Na snímcích z bývalé orbitální laboratoře Skylab bylo zjištěno, že sluneční skvrny jsou často uspořádány spirálovitě. Jejich struktura je dávána do souvislostí s hydrodynamickými víry. Spirálovité uspořádání skvrn vždy zvyšuje v dané oblasti erupční a protuberanční aktivitu. Právě velký gradient magnetického pole může být jedním ze spouštěcích mechanismů erupcí.

Fakulová pole

Fakulová pole obvykle doprovázejí sluneční skvrny či jejich skupiny. Fakuly jsou asi 1,5 × jasnější než okolní fotosféra a jejich teplota je o 200 až 300 K vyšší.

Chromosféra

Nad skupinami skvrn (nacházejí se ve fotosféře) se v chromosféře objevují flokulová pole, v nichž čas od času dochází k náhlým zjasněním - chromosférickým erupcím. Ty jsou doprovázeny rentgenovým a korpuskulárním zářením. U oblastí s velkým gradientem magnetického pole (především u skvrn v tzv. delta konfiguracích, kdy se ve společné penumbře vyskytují dvě jádra /umbry/ opačných polarit) spojených navíc se spirální skupinou, je vznik velké protonové erupce velice pravděpodobný. Magnetické toky v takovýchto skupinách mohou činit až 10¹⁴ Wb. Takováto uspořádání předcházejí velkou protonovou erupci zpravidla o 3 až 4 dny. Velké neutronové toky se však mohou objevit i při malých protonových erupcích typu subflare.

Koróna

Koróna je vnější vrstva sluneční atmosféry, která volně přechází do meziplanetárního prostoru. Koróna by nemohla existovat bez globálního magnetického pole Slunce, které má na strukturu a procesy v koróně probíhající zásadní vliv. Teplota koróny dosahuje řádově až miliónů Kelvinů (teplotu je nutno brát jako míru rychlosti pohybů částic a vysokého stupně ionizace sluneční plazmy).

Mechanismus ohřevu sluneční koróny není dosud spolehlivě vysvětlen. Na svědomí jej mohou mít rekonexe magnetických polí, disipace plazmových vln a ohřev elektrickými proudy či jiné, třeba eruptivní, mechanismy. Například rezonanční ohřev protuberancemi. Koróna má poměrně složitou strukturu a dělí se na následující vrstvy - F, K, E a T-korónu.

Hustota sluneční koróny činí jen 10⁸ částic v kubickém centimetru. Teplota narůstá až na několik miliónů Kelvinů. Koróna sahá do vzdálenosti 15 až 20 slunečních poloměrů nad povrch Slunce (fotosféru) a její tvar a velikost jsou silně proměnlivé.

K-koróna

K-koróna má spojité spektrum, je proto také nazývána korónou spojitého spektra, které vzniká v důsledku Thompsonovského rozptylu záření na velných elektronech vysoce ionizovaného plazmatu sluneční koróny. Rozptýlené záření K-koróny je silně lineárně polarizované. K-koróna je velice nehomogenní a vytváří složité struktury v podobě paprsků a smyček, které sledují siločáry magnetického pole. Tyto útvary jsou dobře patrné právě při slunečních zatměních.

F-koróna

F-koróna je další vrstvou tzv. bílé koróny, která se stává pozorovatelnou během úplných zatmění Slunce. I spektrum této části koróny je polarizované, avšak lze v ni již pozorovat Fraunhoferovy spektrální čáry. Pro pozorovaný jas F-koróny dostačuje, aby v každém krychlovém kilometru této části sluneční atmosféry bylo několik desítek prachových částic. F-koróna se nazývá rovněž Fraunhoferova či prachová koróna, neboť její záření vzniká rozptylem fotosférického záření na prachových částicích.

E a T-koróna, UV, EUV a X-koróna

Další vrstvy, E a T-koróna, či UV, EUV a X-koróna se projevují vyzařováním na krátkých (u T-koróny na dlouhých, infračervených délkách, neboť se jedná o prachovou emisi meziplanetárního prachu) vlnových délkách. Zhruba od 90 - 305 nm (UV-koróna) až po 5×10^-3 nm (X-koróna). Teplota plazmy se pohybuje v rozmezí od 10⁴ K až po asi 1,8×10⁶ K.

Procesy v atmosféře

Ve sluneční atmosféře probíhá celá řada procesů, objevuje se v ní i řada různých útvarů. Jen pro pořádek jmenujme granuly, sluneční zrna, která připomínají zrnka rýže. Na rozdíl od rýže však tato zrna dosahují průměru řádově 1 000 km.

V době zvýšené aktivity Slunce pozorujeme na disku Slunce tzv. sluneční skvrny, které mohou dosahovat průměru až okolo 200 000 km a jsou viditelné i neozbrojeným lidským okem. Skvrny se obvykle vyskytují ve skupinách, jejich životnost činí průměrně dva měsíce.

V blízkosti slunečních skvrn často pozorujeme fakuly, malé útvary jasnější než okolní fotosféra. Tmavší útvary v chromosféře se nazývají flokuly, které vytvářejí na povrchu Slunce síť tzv. supergranulí s průměrem okol 30 000 km. Tato síť je vytvářena stoupající (ve středu oka) a klesající (na okrajích) plazmou. Vrcholky flokulí vystupujících zpoza okraje slunečního disku jsou pro změnu zvána spikuly.

V sousedství slunečních skvrn jsou občas pozorovány tzv. sluneční erupce, které jsou doprovázeny nápadným zjasněním a uvolňováním obrovského množství energie. Nad chromosférou pak pozorujeme protuberance, snad nejznámější a nejefektnější projevy sluneční aktivity. Ty nejmohutnější protuberance dosahují výšky až přes jeden milión kilometrů.

Slunce, fyzické charakteristiky

Zajímavé odkazy

• http://thesuninmotion.com - Slunce v pohybu
• http://bass2000.obspm.fr - databáze pozemních pozorování Slunce
• http://mlso.hao.ucar.edu/ - snímky Slunce, koróny aj. z Mauna Loy na Havajských ostrovech
• http://www.bbso.njit.edu/ - živý obrázek Slunce v čáře H alfa
• www.nascom.nasa.gov/ - aktuální snímky Slunce ze sondy Soho
• solarb.msfc.nasa.gov/ - aktivní děje ve sluneční atmosféře ze sondy Hinode
• www.srl.caltech.edu - informace o slunečním větru ze sondy ACE
• http://sdo.gsfc.nasa.gov/ - sluneční disk ve velkém rozlišení ze sondy SDO (Solar Dynamics Observatory)
• http://stereo.gsfc.nasa.gov/ - trojrozměrný obraz Slunce ze sond STEREO
• www.solarmonitoring.org/ - katalog slunečních pozorování a aktivních oblastí na slunečním disku
• sungrazer.nrl.navy.mil - neocenitelné stránky pro hledače slunečních komet
• www.solobskh.ac.at - Slunce v H-alfa čáře v reálném čase
• www.spaceweather.com - aktuální informace o sluneční aktivitě, agregace dat
• www.swpc.noaa.gov - rentgenový tok od Slunce, předpovědi výskytu polárních září
• www.swpc.noaa.gov - parametry slunečního větru v L1 z družice ACE
• helios.swpc.noaa.gov - předpověď mezní polohy polárních září

Sluneční erupce a CME

Sluneční erupce představují největší exploze, ke kterým dochází v naší Sluneční soustavě. Sluneční erupce představují rychlý (explozivní) proces vyzáření energie, který způsobuje lokální a časově omezený (v trvání několika minut) ohřev (tepelná erupce) a urychlení …více

Sluneční vítr

Za sluneční vítr považujeme nepřetržitý proud částic unikajících ze Slunce. Sluneční vítr představuje proud především elektronů, protonů a alfa částic, tedy elektricky nabitých částic. Průměrná rychlost slunečního větru, který neustále vane od Slunce všemi směry a prostupuje …více