Struktura Slunce

Stručný úvod

Slunce je hvězdou, která nemá pevný povrch, tak jak jej chápeme třeba na Zemi. Je koulí ionizovaného plynu (plazmy) složeného převážně z vodíku (cca 92,1 %) a helia (7,8 %). Slunce udrží svůj tvar díky vlastní gravitaci, proti níž stojí gradient tlaku plazmatu.

Trvalo to celá staletí, než generace astronomů a fyziků konečně poodhalily pravou podstatu slunečního nitra. Na jednu ze zcela fundamentálních otázek „Odkud hvězdy berou svou energii?“ hledali přední fyzici odpověď. Správná cesta se začala rýsovat až počátkem 20. století, a ani tehdy se rozhodně nejednalo o jednoduchý úkol.

Už koncem 20. a počátkem 30. let začali astronomové a fyzikové snášet nepřímé důkazy o tom, že zdrojem tak ohromné energie hvězd, včetně našeho Slunce, jsou termonukleární reakce. V této oblasti pracovali například F. Houtermans, R. Atkinson, ale především anglický fyzik a astronom Arthur Eddington (1882 - 1944).

Jeho myšlenky převedl do reálného modelu Hans Bethe a Carl von Weizsäcker, kteří jako první propočítali reakci CNO cyklu. Bethe za podíl na tomto zásadním počinu obdržel v roce 1967 Nobelovu cenu za fyziku. V dalších letech se však ukázalo, že tato termonukleární reakce je závislá na 17. mocnině teploty (!) v nitru hvězd a začíná se výrazněji uplatňovat až u hvězd s teplotou v jádře kolem 18 000 000 K.

Další podstatný krok k pochopení a poznání procesů v nitru Slunce učinili v roce 1950 I. Epstein aj. Okem, kteří propočetli proton-protonový cyklus, který je na teplotě jádra závislý jen 5. mocninou.

Struktura Slunce

Struktura Slunce

1. jádra
2. vrstvy zářivé rovnováhy
3. konvektivní vrstvy

Na vnější ploše konvektivní vrstvy se nachází oblast, z níž již víceméně nerušeně unikají fotony viditelného záření do okolního vesmíru. Tuto vrstvu označujeme pojmem fotosféra.

Uvnitř Slunce je jádro - oblast, ve které probíhají termonukleární reakce, zdroj jeho obrovské energie. Panují zde velmi vysoké teploty (kolem 15 milionů °C), vysoká hustota a tlak. Energie z reakcí se uvolňuje v podobě záření.

Ve vrstvě zářivé rovnováhy se energie šíří zářením. Energie je zde neustále pohlcována a zase vyzařována.

V poslední tzv. konvektivní vrstvě se energie šíří prouděním (konvekcí). Teplejší plazma stoupá nahoru až do fotosféry - viditelné vrstvy Slunce - zde se ochladí vyzářením energie a klesá zpět do vnitřních vrstev.

Model slunečního nitra a průběh vybraných fyzikálních veličin. Převzato z prezentace Dr. Michala Švandy.

Sluneční atmosféra

Již zmíněná fotosféra je nejspodnější vrstvou sluneční atmosféry. Nad fotosférou se nachází chromosféra, pak tenká přechodová vrstva a největší část sluneční atmosféry, přecházející do meziplanetárního prostoru, koróna.

Vrcholky proudů horkého plazmatu zpod povrchu (z konvektivní zóny) můžeme pozorovat v nejspodnější vrstvě sluneční atmosféry – ve fotosféře. Její výška dosahuje jen několika set kilometrů. Z této vrstvy k nám přichází nejvíce viditelného záření, a proto ji vidíme pouhýma očima. Teplota v této vrstvě činí průměrně kolem 5 500 °C.

Schema struktury sluneční atmosféry a jednotlivých vrstev.

Nad fotosférou leží asi 10 000 km silná vrstva označovaná jako chromosféra. Teplota zde dosahuje řádově kolem 10 000 °C. Mimo jiné zde můžeme pozorovat tzv. chromosférické erupce. Své jméno dostala podle své barvy (řecky - chrómos). Při zatmění se tato vrstva jevila sytě šarlatově. Nad chromosféru vystupují do koróny tzv. spikule. Jedná se o plazmatické útvary v podobě obřích „plamenů“ ukotvených v chromosféře.

Nejvyšší vrstvou sluneční atmosféry je koróna. Zde už teploty dosahují i několika miliónů °C. Prostředí je zde velmi řídké. Korónu můžeme očima spatřit pouze v době úplného zatmění Slunce. Dnes ji však pozorujeme pomocí družic v krátkovlnné oblasti spektra. Koróna volně přechází do meziplanetárního prostoru.