Úvod

Slnko je k nám najbližšia hviezda. Závisí od nej život ľudí na Zemi. Preto je ľuďmi už od staroveku najviac študovaná. Stále však existuje množstvo otázok, na ktoré veda neodpovedala. V tejto časti sa zoznámime so základnými fyzikálnymi charakteristikami Slnka, jeho stavbou a prejavmi jeho činnosti, ktoré ovplyvňujú život na Zemi.

Slnko ako hviezda: Evolúcia slnka

Slnko je najbližšia hviezda k nám. Je vo vzdialenosti približne 149 600 000 km, čo sa v astronómii prijíma ako jednotka mierky vzdialenosti – 1 AU. Svetlo prejde túto vzdialenosť za 8 minút, t. j. ak sa stane udalosť na Slnku, uvidíme ju o 8 minút. Hmotnosť Slnka sa rovná 330 000 zemským masám a jeho polomer je asi 110-krát väčší ako ten zemský.

Slnko sa netočí ako tuhé teleso – oblasť okolo slnečného rovníka sa točí najrýchlejšie (asi 25 dní) a oblasti okolo pólov sa točia najpomalšie (asi 30 dní). Takéto otáčanie sa nazýva diferenciálna rotácia a je spôsobené skutočnosťou, že Slnko je plynová guľa, a nie pevná hmota. Stavba Slnka je nasledovná: jadro, radiačná zóna, konvektívna zóna, slnečná atmosféra.

V jadre Slnka, ktoré predstavuje asi 25 % jeho celkového polomeru, sú podmienky extrémne: teplota dosahuje 15,6 milióna stupňov Kelvina a tlak je okolo 250 miliárd atmosfér. V jadre sa odohrávajú termonukleárne reakcie, ktoré udržujú slnečné žiarenie a život na Zemi. Nad jadrom sa nachádza radiačná zóna, ktorá predstavuje 75 % polomeru samotného Slnka. V tejto zóne sa energia vyprodukovaná v jadre Slnka prenáša na slnečný povrch prostredníctvom žiarenia.

Konvektívna zóna Slnka

Po tejto zóne nasleduje konvektívna zóna, v ktorej sa energia prenáša prúdením tzv. konvekcie hmoty. Konvekcia predstavuje proces miešania teplejších a  chladnejších vrstiev hmoty. V dôsledku toho horúci plyn stúpa na povrch Slnka a ochladzuje sa. Takto sa stáva hustejším a znova klesá, kde sa znova zohrieva. Tento proces veľmi pripomína vriacu vodu v kanvici. Týmto spôsobom sa energia prenáša z horúcich vnútorných vrstiev do chladnejších vonkajších vrstiev Slnka, pričom čas na vzostup jednej tzv. konvekčnej bunky na povrch trvá niekoľko desaťročí.

Slnečná atmosféra

Nad konvekčnou zónou sa nachádza slnečná atmosféra. Je rozdelená do niekoľkých vrstiev: fotosféra, chromosféra, koróna. To, čo vidíme zo Slnka vo viditeľnej oblasti spektra, je jeho fotosféra. Jej teplota je okolo 5 800 K a je všeobecne najchladnejšou časťou Slnka. Je veľmi tenká – asi len 300 km. Fotosféra sa skladá z granúl s priemernou veľkosťou (asi 1 000 – 2 000 km), ktoré sa nepretržite objavujú a miznú v priebehu 5 – 10 minút. Sú výsledkom konvekčných procesov prebiehajúcich pod fotosférou, v  konvekčnej oblasti. Najcharakteristickejšou črtou fotosféry sú slnečné škvrny. Sú to jasne ohraničené tmavé oblasti vo fotosfére s teplotou nižšou ako ich okolitá oblasť – je to okolo 1 000 K (obrázok nižšie zobrazuje granuláciu a slnečné škvrny). V oblasti slnečných škvŕn je magnetické pole Slnka veľmi silné – približne 1 000 G (priemerné efektívne magnetické pole Slnka je 1 G). Škvrny sa zvyčajne objavujú v skupinách.

Nad fotosférou sa nachádza chromosféra, v ktorej je plyn tenší a transparentnejší. Chromosféra má hrúbku asi 10 000 – 15 000 km a jej hustota je tisíckrát menšia ako hrúbka fotosféry. Teplota sa výškou prudko zvyšuje v dôsledku magnetického poľa a žiarenia pochádzajúceho z konvekčnej zóny. Plazmové výbuchy sa vyskytujú v chromosfére, pričom sa vylučuje obrovské množstvo hmoty a energie. Tieto javy sa nazývajú chromosférické slnečné erupcie a môžu ovplyvňovať magnetické pole Zeme, čo môže ďalej spôsobiť až kolaps energetických sietí na Zemi.

Bez zjavnej hranice po chromosfére nasleduje slnečná koróna, ktorá je väčšia než desiatky slnečných polomerov a prechádza do medziplanetárneho prostredia. Najpôsobivejšími útvarmi v slnečnej koróne sú protuberancie (obrázok nižšie zobrazuje protuberancie v pravej hornej časti slnečného disku). Ide o obrovské plazmové útvary v tvare dúhy s teplotami asi 20 000 K, ktoré sa týčia vysoko nad slnečnou chromosférou vo výškach nad 400 000 km. Protuberancie sa tvoria v oblastiach so silným magnetickým poľom, nad oblasťami slnečných škvŕn. Teplota koróny je veľmi vysoká – rádovo milióny stupňov aj rýchlosť častíc v nej je veľmi vysoká. V dôsledku toho ich gravitačné pole Slnka nedokáže udržiavať a preto opúšťajú Slnko rýchlosťou niekoľko stoviek až tisícov kilometrov. Táto vonkajšia časť koróny sa nazýva slnečný vietor.

Evolúcia Slnka

Evolúcia Slnka je obzvlášť zaujímavá, pretože je to jediná hviezda, pre ktorú sú nám známe základné fyzikálne parametre – jej presný polomer, hmotnosť, svietivosť a teplota. Jej chemické zloženie je nám tiež známe so spoľahlivou presnosťou. Aká je životná cesta nášho Slnka? Rovnako ako iné hviezdy, Slnko sa zrodilo z oblaku prachu a plynu. Po gravitačnom zrútení sa stalo protohviezdou a so zvyšujúcou sa teplotou začali v jeho jadre prebiehať fúzne reakcie, čím sa stalo hviezdou. Po tejto chvíli sa začalo štádium Hlavnej postupnosti, kde sa teraz Slnko nachádza. Bude tam asi ďalšiu miliardu rokov a potom začne zvyšovať svoju svietivosť, pričom opustí Hlavnú postupnosť a presunie sa do oblasti červených obrov. Dôvodom bude vyčerpanie vodíka v jeho jadre. Jeho polomer sa zvýši a tým aj jeho jas. Odhaduje sa, že sa Slnko o približne 5 miliárd rokov stane červeným obrom. V tomto momente sa jeho veľkosť už dostane na obežnú dráhu Marsu, Zem bude pohltená, čo zničí aj život na Zemi. Po fáze červeného obra budú nasledovať posledné fázy života nášho Slnka – zrod planetárnej hmloviny a asi po 7,5 miliárd rokoch Slnko nakoniec skončí svoj život ako biely trpaslík.