Slunce


Vzdálenost od Země 149 500 000 km
Rotace kolem vlastní osy 25, 4 dne
Průměr Slunečního disku 1 390 000 km
Vzdálenost od středu galaxie 8 200 parseků
Teplota na povrchu 5 500°C
Teplota ve skvrnách 4 000°C
Teplota ve fakulích 7 000°C
Teplota v jádře 15 000 000°C
Stáří 5 miliard let
Složení 70% H2 (Vodík)
28% He (Helium)
2% ostatní prvky
Hmotnost 1, 991 x 1030 kg
Průměrná hustota 1, 41 x 103 kg/m3
Celkový vyzářený výkon 3, 9 x 1026 W


Největším tělesem a zárověň středem sluneční soustavy je Slunce. Soustřeďuje v sobě 99,78% hmoty celé soustavy a je jejím nejdůležitějším zdrojem energie. Právě tato energie dodává Zemi život. Slunce je od nás vzdáleno přibližně 150 miliónů kilometrů. Má 330 000krát větší hmotnost než Země,109krát větší průměr a je 1 300 000krát objemnější. Přitažlivá síla na jeho povrchu je 28krát silnější. Kdyby člověk, který na Zemi váží 100 kilogramů, stál na povrchu Slunce, vážil by 2,8 tuny. Sluneční jasnost činí -26,8 magnitudy*. Současně s ostatními hvězdami obíhá Slunce kolem středu galaxie. Jeden oběh přitom vykoná za 200 miliónů let. Dnes už má za sebou 20 oběhů.

Z širšího kosmického pohledu však Slunce není zvlášť významným tělesem - je to běžná hvězda hlavní posloupnosti, spektrálního typu G2, která leží na okraji naší galaxie.

V nitru Slunce panuje teplota 15 miliónů stupňů a tlak 100 miliónkrát vyšší než na Zemi. Ze 73% tvoří nitro Slunce vodík a z 25% helium. Izotopy vodíku zvané deuteria (1 proton a 1 neutron) se v takové teplotě spojují po čtyřech a mění se v atomy helia. Energie vyzářená Sluncem (3,86 x 1033 erg/s neboli 386 miliard megawattů) je produktem termonukleární reakce v jádru. Každou sekundu je přeměněno 700 miliónů tun vodíku na 695 miliónů tun hélia a 5 miliónů tun (= 3,86 x 1033 ergů) energie ve formě záření gama. Jak postupuje směrem k povrchu, je energie postupně absorbována a znovu vyzařována za nižších a nižších teplot, takže v okamžiku, kdy dosáhne povrchu, je z ní primárně viditelné světlo. Světlo, které přitom vznikne, se neprodere k povrchu dříve než za dva milióny let, ale cesta k Zemi už mu trvá jen osm minut.

Slunce je staré kolem 4,5 miliardy let. Od svého zrození spotřebovalo asi polovinu vodíku ve svém jádře. Tento proces bude pokračovat "mírumilovně" ještě dalších 5 miliard let (přestože jeho jasnost se do té doby přibližně dvakrát zvýší). Ale jednou konečně Slunce všechno své vodíkové palivo spálí, což povede k radikálním změnám, které - podle hvězdných měřítek zcela banálně - budou příčinou totální destrukce Země a jiných planet (a pravděpodobně povedou ke vzniku planetární mlhoviny).

Složení
Nejvýznamnější složkou je vodík (70 %) a helium (28 %). Dále obsahuje (seřazeno dle počtu atomů) kyslík, uhlík, dusík, křemík, síru, železo, hliník, sodík, chrom, fosfor, ...

Uvnitř Slunce - vědci zjistili, že energie Slunce se uvolňuje z jeho jádra. Energie proudí ven velmi pomalu, milióny let trvá, než dosáhne povrchu Slunce. V té době se mění ze škodlivého záření gama ve známé teplo a světlo. V poslední části své cesty je energie vynášena horkými plyny na povrch, který se nazývá fotosféra. Podmínky ve slunečním jádru (přibližně vnitřních 25% jeho poloměru) jsou extrémní. Teplota dosahuje 15,6 miliónů Kelvinů a tlak je 250 miliard atmosfér. Plyny v jádru jsou stlačeny tak, že mají 150krát větší hustotu než voda.

Rotace Slunce
Slunce se otáčí s periodou přibližně 28 dní. Vnější vrstvy Slunce vykazují rozdílnou rotaci: na rovníku rotuje povrch jednou za 25,4 dne, poblíž pólů za víc než 36 dní. Tyto rozdíly jsou dány tím, že Slunce není na rozdíl od Země pevné těleso. Podobné efekty je možno pozorovat i u plynných obalů planet. Rozdílná rotace značně zasahuje i vnitřní vrstvy Slunce, ale sluneční jádro se otáčí jako pevné těleso.

Pohyb směrem k Apexu
Slunce - Pohyb k Apexu



Slunce se pohybuje rychlostí 72000 km/h směrem k apexu, což je bod nacházející se v souhvězdí Herkula. Planety, které obíhají kolem něj, jako Země, tak v kosmickém prostoru opisují šroubovnici.




Sluneční skvrny
Sluneční skvrny Sluneční skvrny Místa ve fotosféře, kde je velmi silné magnetické pole. Je zde zpomalena doprava teplejšího plazmatu z nitra na povrch (na nabité částice v mag. poli působí Lorentzova síla, která mění jejich směr). Tato místa fotosféry jsou tedy o něco chladnější, a tím i o něco temnější. Nevyskytují se blízko pólů. Životnost jednotlivé skvrny je většinou jen několik dní. Časem se mění počet i velikost skvrn. Přibližně po 11 letech se opakuje maximum sluneční aktivity, kdy na Slunci můžeme spatřit desítky skvrn najednou.


Sluneční vítr
Je to proud částic (protonů, elektronů, jader helia, ...), které neustále unikají z koróny do meziplanetárního prostoru. Tento proud dosahuje daleko za dráhu Země. Projevuje se například tím, že "odfukuje" ohony komet tak, aby vždy mířily ve směru od Slunce. V dobách krátce po vzniku Sluneční soustavy "vyčistil" její vnitřní části od mikroskopického prachu, který se nespotřeboval na tvorbu větších těles. Dále sluneční vítr také neustále zásobuje naši magnetosféru novými nabitými částicemi a deformuje zemské magnetické pole. Nejnovější data ze sondy Ulysses ukazují, že sluneční vítr z proudů kolem polárních oblastí Slunce je emitován rychlostí téměř dvojnásobnou (750 km/s) než z níže (blíž rovníku) položených regionů. Rovněž složení slunečního větru z polárních oblastí je rozdílné - a přitom se magnetické pole Slunce jeví být rovnoměrné. Sluneční vítr má také velký vliv na ohony komet a měřitelně ovlivňuje i trajektorii vesmírných lodí a sond.


Sluneční erupce
Jsou to obrovská a náhlá zjasnění trvající i desítky minut. Vznikají ve sluneční chromosféře, když náhle zanikne magnetická smyčka, a tím vznikne velmi silné elektrické pole, které urychlí elektrony a protony na vysokou rychlost. Jejich uspořádaný pohyb se při srážkách mění v neuspořádaný, tepelný pohyb, teplota v okolí tedy prudce vzroste. Při erupci vzniká intenzivní elektromagnetické záření skoro všech oborů a proud rychlých částic, elektronů a protonů, které se pohybují meziplanetárním prostorem.


Protuberance
Protuberace

Jsou to obrovské výtrysky plazmy, které magnetické pole udržuje po dny i týdny ve výšce v koróně nad slunečním povrchem.



Sluneční záření
Sluneční světlo je bílé. Ve skutečnosti se ale skládá z mnoha rozdílných barev. Soubor jednotlivých barev - spektrum - lze pozorovat například jako duhu při dešti. Pozorujeme-li podrobně sluneční spektrum speciálními přístroji, objevíme množství uzoučkých čar. Tyto temné čáry přísluší jednotlivým chemickým prvkům, ze kterých se slunce skládá. Viditelné světlo je pouze jednou oblastí elektromagnetického záření. Zářeni, která mají kratší vlnovou délku než fialové světlo, naše oko nevnímá. Nazýváme jej ultrafialové. To nám umožňuje se v létě opalovat. Na opačném konci viditelného světla se nachází záření s vlnovou délkou větší, než je vlnová délka viditelného červeného světla. Nazýváme jej infračervené a známe ho jako tepelné záření. V této oblasti září například rozžhavená plotýnka elektrického sporáku. I když máme dojem, že Slunce k nám vysílá jen viditelné světlo, přesto vyzařuje elektromagnetické záření všech vlnových délek. Vzhled Slunce v jiných částech spektra než ve viditelném světle je velmi odlišný od pohledu na Slunce pouhým okem. Například v rentgenovém nebo rádiovém oboru spektra se Slunce nejeví jako jednolitý kotouč, ale jsou zde oblasti, které září intenzivněji než jiné části povrchu.



Sluneční atmosféra
Řez Sluncem











Fotosféra
Fotosféra Je to nejnižší vrstva sluneční atmosféry, její tloušťka je přibližně jen 300 km. Přesto z této vrstvy přichází naprostá většina světla, které vidíme. Koróna, která obklopuje chromosféru volně přechází do kosmického prostoru. Je sice řídká, ale zato velice horká - její taplota přesahuje 1 000 000 stupňů Celsia. Někdy lze s pomocí speciálních přístrojů pozorovat, jak se určitá oblast chromosféry náhle zjasní, tento jev se nazývá sluneční erupce. V chromosféře a koróně se též někdy zdvihají ohromné výtrysky plynu, které mnohdy dosahují několika průměrů Země. Nazývají se protuberance. Korónou ze Slunce neustále unikají toky velmi rychlých částic. Tento jev se nazývá sluneční vítr. Některé částice slunečního větru jsou elektricky nabité a klouzají po magnetickém štítu Země k pólům, kde pak způsobují nádherné polární záře.



Polární záře




Chromosféra
Leží nad fotosférou, její tloušťka je přibližně 10 000 km. Normálně ji nevidíme, protože je tvořena jen velmi řídkým plynem, který je pro většinu světla průhledný. Ježí se malými výtrysky horkého plynu, spikulemi. Její teplota stoupá s výškou - na hranici dosahuje 20 000 stupňů Celsia.


Koróna
Koróna Koróna Je to nejvyšší vrstva sluneční atmosféry. Koróna sahá do vzdálenosti několika slunečních poloměrů. Je tvořena tak řídkým plynem, že je průhledná pro jakékoli světlo. Koróna má velmi vysokou teplotu, až 7 miliónů °C, a je výrazně nehomogenní. Koróna je pozorovatelná ze Země jen v době úplných slunečních zatmění, anebo koronografy z vysokohorských observatoří. Nejlepší pozorovací podmínky jsou samozřejmě na oběžných drahách kolem Země, kde již atmosféra vůbec neruší.





Vědci se dívají skrz Slunce

Vědci nyní mohou úplně poprvé "pozorovat" oblasti výbuchů na vzdálené straně Slunce a předpovídat tak a varovat před špatným počasím ve vesmíru. Kosmická loď Solární a heliosférická observatoř (Soho) dokáže analyzovat vlny na viditelném povrchu Slunce a odhalit aktivitu na odvrácené straně.

Před tímto objevem byli astronomové často překvapeni, když se náhle ve výhledu objevily dříve skryté výbušné plochy. Nová technologie na Soho používá nástroj Michelson Doppler Imager (MDI) a vytváří okno k odvrácené části Slunce.

Aktivními oblastmi jsou nazývány potenciální oblasti výbuchů na povrchu slunce. Jde o plochy silných magentických polí, mnohem větších než je poloměr Země. Produkují výbuchy, zvané světlice, a erupce plazmy (horký, elektřinou nabitý plyn), kterým se říká koronální výstřely hmoty (CME).

Radiace a plazma z těchto výbuchů mohou doletět až k Zemi, rozbít kosmickou loď a narušit radiovou komunikaci či energetické zdroje. S nynější možností předpovídat daleko dopředu (až týden) tato místa, lze nebezpečným vlivům Slunce zabránit.

Nástroj MDI na Soho měří pohyb slunečního povrchu na milion bodů. Počítače pak převedou pohyby do zvukových. Ty jsou ovlivněny různými vrstvami plynu a rozdílných pohybů, a tyto změny zaznamenávají. Nová technologie, nazývaná helioseismická holografie, pak zjišťuje vliv na zvukové vlny na vzdálené straně Slunce. Aktivní oblasti se pak samy odhalí silným magnetickým polem, které zvukové vlny urychlí o dvanáct sekund.



Vliv Slunce na Zemi
Díky nepřetržitým dodávkám světla a tepla vděčíme Slunci za obyvatelnost naší planety. Slunce ale projevuje svůj vliv na zemi i jinými cestami. Například sluneční ultrafialové záření uvolňuje z atomů plynů, z kterých je tvořena zemská atmosféra, elektrony. Uvolněné elektrony vytvářejí ve výškách stovek kilometrů tzv. ionosféru. Tato vrstva odráží dlouhé rádiové vlny a umožňuje tak rádiovou komunikaci na velké vzdálenosti a mezi kontinenty. Téměř veškeré sluneční ultrafialové světlo je pohlceno v jiné, nižší vrstvě atmosféry, která je asi 25 km vysoko v ozonosféře. Navíc, naše země není v meziplanetárním prostoru izolovaná. Je neustále omývána nepřetržitým větrem částic ze Slunce. Tyto částice ovlivňují řadou procesů magnetické pole naší Země. Magnetické pole Země, které zasahuje až do meziplanetárního prostoru, se nazývá magnetosféra. Jistě víte, že železné piliny nasypané na kus papíru položeného na magnet, znázorní siločáry magnetického pole od jednoho pólu magnetu ke druhému. Podobně to dopadne, když zemská magnetosféra zachytne nabité částice slunečního větru.Většina těchto částic je soustředěna do pásů kolem Země - do van Allenových pásů.



Zpět na Sluneční soustava Úvodní stránka Vpřed na Merkur