Věda a technika v pozadí
Řez Sluncem
| vrstva | tloušťka (km) | teplota (K) | hustota |
|---|---|---|---|
| jádro | 175 000 | 1,5 × 107 | 130 000 kg/m3 |
| vrstva v zářivé rovnováze | 500 000 | 7 - 2 000 000 | 0,2 - 20 g/cm3 |
| konvektivní zóna | 200 000 | 6000 - 2 000 000 | - |
| fotosféra | 200 | 5 770 | - |
| chromosféra | 1 000 | 4 200 - 10 000 | 10 − 15 g/cm3 |
| koróna | 1 000 000 | 1 000 000 - 6 000 000 | 1011 částic/m3 |
Teorie
V jádru Slunce jsou jednotlivé atomy rozloženy na volná jádra a elektrony, při termojaderné fúzi se vodík postupně a velmi pomalu mění na helium a uvolňuje se obrovské množství energie. Energie uvolněná v podobě fotonů při průchodu Sluncem narazí na vrstvu v zářivé rovnováze. Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří. Tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru. Předpokládá se, že fotony touto vrstvou projdou přibližně za 100 000 let. Na jádro navazuje tenká mezivrstva nazvaná tachoklina, kterou objevila americká družice SOHO. Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého magnetického pole Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmy a dochází ke změně rotační rychlosti.
Schéma struktury Slunce (obrázek je pouze ilustrační, barvy ani rozměry neodpovídají skutečnosti).
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Konvektivní zóna je nejsvrchnější vrstva Slunce. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření málo účinný. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony absorbovat. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu, což způsobuje značné turbulence a promíchávání materiálu. Hlavním přenosem tepla se tak stává proudění (konvekce). Během konvekce se přenášený plyn rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možné pozorovat jako granule či supergranule. Jednotlivá zrna - granule jsou jednotlivé výstupné proudy horkých plynů o teplotě o několik set Kelvinů vyšší než okolí. Životní doby jednotlivých granulí jsou relativně krátké (řádově minuty až desítky minut), jejich velikost se pohybuje od několika set do tisíců km.
Fotosféra
Fotosféra je nejnižší a nejhustší část sluneční atmosféry, vrstva odkud k nám přichází 99,9 % veškerého záření Slunce. Při teplotě necelých 6 000 K jsou atomy některých prvků ionizovány (ztrácí elektrony). To se projeví silnou neprůhledností slunečního plynu. Z toho důvodu je vidět ostrý okraj slunečního kotouče, i když Slunce žádný ostrý okraj nemá. Zajímavým útvarem sluneční fotosféry jsou sluneční skvrny.
Fotosféra 10. 8. 2015 vyfocená mobilem při pravidelném pozorování v Planetáriu.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Tomáš Meiser. Under Creative Commons..
Sluneční skvrny jsou místa, kde je velmi silné magnetické pole, které zpomaluje konvekci, a které dopravuje na povrch teplejší plazmu z nitra. To se projevuje tím, že fotosféra je v těchto místech o něco chladnější, a tím i o něco temnější. Blízko pólů se skvrny nevyskytují. Životnost jednotlivých skvrn záleží na jejich velikosti, u nepatrných (tzv. pórů) se pohybuje jen okolo několika hodin, až po obří vzácné skvrny s průměrem řádově 105 km, které setrvávají až několik měsíců. Nejdříve se objeví malá skvrnka, postupně roste a v jejím okolí vznikají skvrny další. Skvrny se skládají z tmavého jádra - tzv. stín (umbra), to je obklopeno jasnějším tzv. polostínem (penumbra), polostín je obklopen ještě jasnějším okrajem. Při dlouholetém pozorování lze zjistit, že se s časem mění počet a velikost skvrn. Skvrny se na začátku cyklu v minimu vyskytují vždy ve vysokých heliografických šířkách. V průběhu dalších let se oblast výskytu aktivních jevů posunuje směrem k rovníku. Na konci cyklu se opět začnou skvrny vyskytovat ve vyšších šířkách. Přibližně po 11 letech se opakuje maximum sluneční aktivity, kdy můžeme na Slunci vidět i desítky skvrn najednou. Je to především cyklus změn intenzity magnetického pole Slunce. Je zajímavé, že sluneční aktivita vykazuje další periody.
Pohyb slunečních skvrn ze 23. 3. - 3. 4. 1998.
Zdroj: Hvězdárna a planetárium Hradec Králové.
Vzniku sluneční skvrny předcházejí fakule, které mají podobu světlých, nepravidelných jazyků. Po vzniku skvrny ji obklopují a přetrvávají i po jejím zániku. Výskyt a hojnost fakulí je souběžný s výskytem a hojností slunečních skvrn. Výjimku tvoří tzv. polární fakulová pole, která se objevují v oblasti pólů v období slunečního minima. Nad fakulemi ve fotosféře vznikají flokule, které zasahují až do chromosféry. Flokule jsou jasné útvary, které vznikají ještě před zrodem skvrny a přetrvávají někdy dlouho i po jejím zániku. Jsou to zřejmě nejvyšší vrstvy fakulí, jsou to oblasti ve fotosféře a chromosféře, které mají proti okolí vyšší teplotu o 200 až 400 K.
Chromosféra
Chromosféra je viditelná jen pár okamžiků před a po úplném zatmění Slunce, kdy je skrytá celá fotosféra. S rostoucí výškou řídne. Horní hranice chromosféry je neostrá a proměnlivá, často v ní pozorujeme tzv. spikule. To jsou úzké výtrysky plynů z chromosféry s dobou života několik minut. Dosahující velikosti 6 000 km. Shromažďují se na okraji supergranulačních oblastí.
Chromosféra 3. 9. 1999
Zdroj: NASA/SOHO.
Na rozhraní chromosféry a koróny se nachází ohniska erupcí. To jsou obrovské a náhlé výrony energie z poměrně malého prostoru nad sluneční fotosférou trvající i desítky minut. Erupce vznikají v době, kdy už dochází ke vzniku spirálového uspořádání slunečních skvrn ve větších skupinách, když osamocené skvrny mají spirálovitý tvar nebo když celá skupina skvrn má zhruba tvar písmene V. Chromosférické erupce vznikají v oblastech zesíleného magnetického pole, na rozhraní místních magnetických oblastí. Prudké zahřátí řídkého materiálu spodní části koróny vede k jeho explozi. Zpočátku erupce vypadá jako drobné zjasnění kousku chromosféry v podobě několika tenkých, svítících vláken. Během několika minut se rozvine do složitých vláken a kanálů několik set kilometrů dlouhých. Protony jsou urychlovány do vysokých energií a jsou vyzařovány fotony na mnoha frekvencích. Při erupci vzniká intenzivní elektromagnetické záření skoro všech oborů a proud rychlých částic (elektronů a protonů), které se pohybují meziplanetárním prostorem. Některé částice mohou dorazit za 4 až 5 dní i k Zemi a ovlivnit tak zemskou magnetosféru. Zemské magnetické pole se jejich působením trochu "rozkmitá", tomuto jevu se pak říká geomagnetická bouře. Větší počet nabitých částic v atmosféře pak způsobuje polární záře.
Sluneční erupce v koróně doprovázená výronem hmoty, která se odehrála 31. srpna 2012.
Zdroj: www.nasa.gov.
1. září 1859 amatérský astronom Richard Carrington zpozoroval na Slunci dva oslnivé záblesky pocházející z oblasti skupiny skvrn. O 17 hodin později se nebe nad Zemí rozzářilo polární září, která byla pozorována i z Havany, hlavního města Kuby. O pár dní dříve se podobná podívaná naskytla i divákům v New Yorku. Jednalo se o dvě nejsilnější sluneční bouře do té doby zaznamenané. I když v té době nebyl svět závislý na technologiích, přesto došlo k vyřazení telegrafního spojení mezi Bruselem a Londýnem. Mnohem méně silné bouře se objevily i v letech 1956, 1989 a 2005, přesto byly doprovázeny rozsáhlými výpadky elektrického proudu v Kanadě a na severu USA.
Koróna
Koróna je nejvyšší vrstva sluneční atmosféry, je tvořená velmi řídkým plynem a částečně i prachem o vysoké teplotě (až 107 K), sahá do vzdálenosti několika slunečních poloměrů. Velmi slabě září a je vidět při úplném zatmění Slunce, pomocí koronografu nebo v rentgenovém oboru. V době minimální sluneční aktivity je koróna na rovníku protáhlá, kdežto u pólů vystupují jen ojedinělé paprsky. V době maximální sluneční aktivity je koróna symetricky rozložená kolem celého slunečního disku. Rozložení koróny je zřejmě ovlivňováno magnetickým polem. Látka koróny je díky své vysoké teplotě vysoce ionizována, je tedy dokonale elektricky vodivá. Struktura koróny je složitá, nachází se zde smyčky, oblouky, koronární díry. Koronární díry jsou oblasti v koróně, kde jsou magnetické siločáry otevřeny směrem do prostoru, takže tudy ionizovaný materiál uniká do okolí velkou rychlostí. Pokud se takový útvar nachází poblíž rovníku, může na Zemi indukovat každých 27 dní polární záři, tj. ve shodě s rotační periodou Slunce. Koronární díry totiž mohou existovat řadu měsíců.
Do koróny mohou být vnořené oblaky relativně hustého a chladného plazmatu, které se nazývají protuberance. Jsou v prostoru podpírané zmrzlým magnetickým polem. Teplota protuberancí činí 4 500 K, hustota je o 2 - 3 řády vyšší než u okolní koróny. Protuberance, v podobě fantastických mostů, smyček, pochodní - mohou mít rozměry až 105 km do výšky až 500 000 km nad povrch fotosféry. Magnetické pole je udržuje po dny i týdny ve výšce v koróně nad slunečním povrchem. Hmota pak padá podle siločar magnetického pole zpět na sluneční povrch. Rozlišujeme protuberance klidné (přetrvávají mnoho týdnů) a aktivní (jsou dynamičtější a trvají několik hodin). Pokud se protuberance promítají na sluneční disk, pak jsou pozorovatelné jako tzv. filamenty.
