Úvod

Slunce je k nám nejbližší hvězda. Závisí na ní život lidí na Zemi. Proto je lidmi již od starověku nejvíce studována. Stále však existuje řada otázek, na které věda neodpověděla. V této části se seznámíme se základními fyzikálními charakteristikami Slunce, jeho stavbou a projevy jeho činnosti, které ovlivňují život na Zemi.

Slnko ako hviezda: Evolúcia slnka

Slunce je k nám nejbližší hvězda. Je ve vzdálenosti přibližně 149 600 000 km, což v astronomii odpovídá jednotce vzdálenosti s názvem astronomická jednotka = 1 au. Světlo urazí tuto vzdálenost za 8 minut, tj. pokud se stane na Slunci nějaká událost, dozvíme se to za 8 minut. Hmotnost Slunce je rovna 330 000 hmotnostem Země a jeho poloměr je asi 109krát větší než ten zemský.

Slunce nerotuje jako tuhé těleso – oblast kolem slunečního rovníku se točí nejrychleji (asi 25 dní) a oblasti kolem pólů se točí nejpomaleji (asi 30 dní). Takové otáčení se nazývá diferenciální rotace a je způsobeno skutečností, že Slunce je plynná koule, a nikoli pevné těleso. Stavba Slunce je následující: jádro, vrstva v zářivé rovnováze, konvektivní zóna, sluneční atmosféra.

V jádru Slunce, které představuje asi 25 % jeho celkového poloměru, jsou podmínky extrémní: teplota dosahuje 15,7 milionu kelvinů a tlak je okolo 26,5 ∙ 1015 Pa. V jádru se odehrávají termonukleární reakce, které udržují sluneční záření a tím i život na Zemi. Nad jádrem se nachází vrstva v zářivé rovnováze, která představuje 75 % poloměru celého Slunce. V této vrstvě se energie vyprodukovaná v jádru Slunce přenáší na sluneční povrch prostřednictvím záření. 

Konvektivní zóna Slunce

Po vrstvě v zářivé rovnováze následuje konvektivní zóna, ve které se energie přenáší prouděním čili konvekcí. Konvekce představuje proces promíchávání teplejších a chladnějších vrstev hmoty. V důsledku toho horký plyn stoupá na povrch Slunce a ochlazuje se. Takto se stává hustším a znovu klesá, kde se znovu ohřívá. Uvedený proces velmi připomíná vřící vodu v konvici. Tímto způsobem se energie přenáší z horkých vnitřních vrstev do chladnějších vnějších vrstev Slunce, přičemž čas na vzestup jedné konvekční buňky na povrch trvá několik desetiletí.

Sluneční atmosféra

Nad konvekční zónou se nachází sluneční atmosféra. Je rozdělena do několika vrstev: fotosféra, chromosféra, koróna. To, co vidíme ze Slunce ve viditelné oblasti spektra, je jeho fotosféra. Její teplota je kolem 5800 K a je obecně nejchladnější částí Slunce. Je velmi tenká – asi jen 300 km. Fotosféra se skládá z granulí s průměrnou velikostí (přibližně 1 000 km až 2 000 km), které se nepřetržitě objevují a mizí v průběhu pěti až deseti minut. Jsou výsledkem konvekčních procesů probíhajících pod fotosférou, v konvekční oblasti. Nejcharakterističtějším rysem fotosféry jsou sluneční skvrny. Jsou to zřetelně ohraničené tmavé oblasti ve fotosféře s teplotou nižší než jejich okolní oblast – rozdíl činí kolem 1 000 K (obrázek níže zobrazuje granulaci a sluneční skvrny). V oblasti slunečních skvrn je magnetické pole Slunce velmi silné – přibližně 0,3 T (průměrné magnetické pole Slunce je 0,000 1 T). Skvrny se obvykle objevují ve skupinách.

Nad fotosférou se nachází chromosféra, ve které je plyn s menší hustotou a v optickém oboru průhledný. Chromosféra má tloušťku asi 10 000 km – 15 000 km a její hustota je tisíckrát menší než hustota fotosféry. Teplota se s výškou prudce zvyšuje v důsledku magnetického pole a záření pocházejícího z konvektivní zóny. V chromosféře se vyskytují výbuchy plazmatu, přičemž se uvolňuje obrovské množství hmoty a energie. Tyto jevy se nazývají chromosférické erupce a mohou ovlivňovat magnetické pole Země, což může dále způsobit až kolaps energetických sítí na Zemi.

Bez zjevné hranice po chromosféře následuje sluneční koróna, která se rozprostírá do vzdálenosti desítky slunečních poloměrů a přechází do meziplanetárního prostředí. Působivými útvary zasahujícími z fotosféry až do sluneční koróny jsou protuberance (obrázek níže zobrazuje protuberance v pravé horní části slunečního disku). Jde o obrovské plazmatické útvary ve tvaru oblouku s teplotami asi 20 000 K, které se tyčí vysoko nad sluneční chromosférou ve výškách nad 400 000 km. Protuberance se tvoří v oblastech se silným magnetickým polem, nad oblastmi slunečních skvrn. Teplota koróny je velmi vysoká – řádově miliony stupňů. Proto i rychlost částic v ní je velmi vysoká. V důsledku toho je gravitační pole Slunce nedokáže udržovat, a proto opouštějí Slunce rychlostí několik stovek až tisíců kilometrů za sekundu. Tyto částice opouštějící korónu se nazývají sluneční vítr.

Vývoj Slunce

Vývoj Slunce je zvláště zajímavé, protože je to jediná hvězda, pro kterou jsou nám známé základní fyzikální parametry – její přesný poloměr, hmotnost, zářivý výkon a teplota. Její chemické složení je nám také známé se spolehlivou přesností. Jaká je životní cesta našeho Slunce? Stejně jako jiné hvězdy, Slunce se zrodilo z oblaku prachu a plynu. Po gravitačním zhroucení se stalo protohvězdou a se zvyšující se teplotou začaly v jeho jádru probíhat fúzní reakce, čímž se stalo hvězdou. Po této začalo období hlavní posloupnosti, kde se nyní Slunce nachází. Bude tam asi další miliardu let a potom začne zvyšovat svůj zářivý výkon, přičemž opustí hlavní posloupnost a přesune se do oblasti červených obrů. Důvodem bude vyčerpání vodíku v jeho jádru. Jeho poloměr se zvýší a tím i jeho zářivý výkon. Odhaduje se, že se Slunce za přibližně 5 miliard let stane červeným obrem. V tomto okamžiku se jeho velikost už dostane na oběžnou dráhu Marsu, Země bude pohlcena, což zničí i život na Zemi. Po fázi červeného obra budou následovat poslední fáze života našeho Slunce – zrod planetární mlhoviny a asi po 7,5 miliardě let Slunce nakonec skončí svůj život jako bílý trpaslík.