Jak vypadá Slunce uvnitř?

4. leden 2007
Stavba Slunce

Slunce nám svítí nad hlavou a považujeme to za tak samozřejmé, že se nad tím vůbec nepozastavujeme. Slunce je ale uvnitř mnohem komplikovanější než by se na první pohled mohlo zdát. Sluneční světlo a teplo musí někde vznikat a z něčeho se vyrábět. Dnes astronomové vědí, že se Slunce dělí na několik vrstev.

1. Jádro Slunce
Když si na pláži u moře užíváme sluníčka, dopadá na naši pokožku sluneční teplo a světlo, které muselo překonat dlouhou cestu. Nejenže urazilo vzdálenost asi 150 milionů kilometrů od Slunce, ale muselo proletět celým Sluncem od jádra až k povrchu. Sluneční energie se vyrábí ve slunečním jádru. To zabírá jen 15 % naší hvězdy (s poloměrem 10.000 kilometrů), ale bohatě stačí na to, aby se v něm po 10 miliard let vyráběla energie pro celou sluneční soustavu. Pro výrobu energie je klíčový proces zvaný termojaderná reakce. Při ní se slučují jádra vodíku na helium a přebytečná energie se vyzáří v podobě fotonů, tedy světla. Přeměna chemických prvků je takové velké "kouzlo" všech hvězd. Vesmír je totiž složen převážně z vodíku, tedy nejjednoduššího prvku; všechny ostatní vznikají právě ve hvězdách. I prvky v počítači, u kterého právě sedíte, vznikly ve hvězdách. K přeměně prvků je ale zapotřebí velmi vysoké teploty. Odhaduje se, že v nitru Slunce je teplota přibližně 15 milionů stupňů.

2. Zářivá zóna
Obrovské množství tepla, které Slunce vyrábí, se musí dostat z jádra pryč. K tomu slouží zářivá zóna Slunce. Její hustota u jádra je stokrát vyšší než v místě, kde navazuje na konvektivní vrstvu. Je třeba si uvědomit, že v jádru Slunce nevzniká záření, které pak vidíme. Fotony mají obrovskou energii a patří do oblasti rentgenového a gama záření. V zářivé vrstvě jsou tyto fotony pohlcovány volnými ionty a elektrony a znovu vyzařovány. Postupně tak vznikají fotony s nižšími energiemi. Podle výpočtů z jednoho gama fotonu vznikne asi 200.000 fotonů viditelného světla. Kuriózní je doba, za kterou se foton "prokouše" zářivou vrstvou. Ve vakuu by tuto vzdálenost urazil asi za 1,5 sekundy, ale ve Slunci mu to trvá 2 miliony let! Původní foton vystřelený jádrem se ven nikdy nedostane, ale jeho pohlcení a opětovně vyzáření potomci nás zásobují dostatečně na to, aby na Zemi existoval život.

Jaderné reakce v jádru Slunce

3. Konvektivní zóna
Na zářivou vrstvu navazuje konvektivní vrstva. V té dochází ke změně fyzikálních podmínek a sluneční energie se už nemůže přenášet zářením. Tam, kde přenos zářením nestačí, vznikají mohutné konvektivní proudy, které vynášejí směrem ke slunečnímu povrchu nejen záření, ale také sluneční hmotu. Princip zná každý, kdo něco vařil na kuchyňském sporáku. Když nalijeme do hrnce vodu a zapneme vařič, po nějakou dobu se zdánlivě nic neděje. Ve skutečnosti se nádoba zespodu zahřívá. Když ohřev dosáhne určité úrovně, nestíhá se už teplo přenášet k hladině jako dříve. Ode dna se směrem ke hladině začnou oddělovat celé proudy vody. Teplá stoupá nahoru, ochlazuje se tam a zase klesá dolů. V tu chvíli už každý vidí, že voda v hrnci bublá. Ve Slunci to probíhá trochu jinak a složitěji, ale pro pochopení základního principu konvekce je naše přirovnání dostačující.

4. Fotosféra
Atmosféra Slunce navazuje na konvektivní vrstvu a dělí se ještě na tři další části. Fotosféra je pro astronomy nejdůležitější z nich, protože je to jediná přímo pozorovatelná vrstva. Pro ostatní musíme čekat na zatmění Slunce, nebo použít speciální přístroje. Fotosféra je silná jen 300 kilometrů a průměrná teplota v ní je 6.000 stupňů.

Detail sluneční fotosféry ukazuje granulaci

Nejznámějším a nejnápadnějším jevem ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Jsou tmavší než okolní fotosféra, protože jsou asi o 2.000 stupňů chladnější. Zvýšení teploty tu brání magnetické pole Slunce. To ostatně stojí skoro za vším, co se ve Slunci děje. Životnost skvrn závisí na jejich velikosti. Ty malé žijí třeba jen několik málo hodin, ty největší i několik měsíců. Někdy bývají viditelné i pouhým okem, ale v dalekohledu je možno spatřit navíc strukturu skvrny. Uprostřed je tmavší a na okrajích světlejší.

Dá se říci, že v místech, kde nejsou skvrny, je sluneční granulace. Tu si můžeme představit jako bubliny ve zmiňované nádobě na sporáku. Granulace je tedy projevem konvekce, při které se na povrch dostávají horké proudy plazmatu. Ty mají nepravidelný, často mnohoúhelníkový tvar a rozměr kolem 1.000 až 2.000 km. Spektra granulí ukazují, že v jejich středu proudy horkého plazmatu stoupají rychlostí asi 400 m/s a roztékají se v horizontálním směru rychlostí kolem 250 m/s. Během 5 až 8 minut se proudy plazmy ochladí a vrací zpět do nitra Slunce.

5. Chromosféra
Nad fotosférou je chromosféra, kterou můžeme vidět při zatmění Slunce jako tenký prstenec obklopující měsíční disk. Mimo zatmění ji astronomové pozorují se spektrálním filtrem v čáře vodíku (H-alfa). Chromosféra se zvedá nad fotosférou do výšky 3.000 km a v této oblasti se ohřívá až na několik set tisíc stupňů. Konec vrstvy si nemůžeme představit jako hladký povrch koule. Chromosféra je zakončena tzv. spikulemi - tenkými výtrysky plazmatu, které vyletují rychlostí 20 až 30 km/s do koróny až do výšky 20.000 km.

Chromosféra Slunce připomíná "chlupatý koberec"

Mezi chromosférickou aktivitu patří sluneční erupce. Ty jsou projevem náhlého uvolnění magnetické energie. Je to nejenergetičtější projev sluneční aktivity. Větší erupce jsou doprovázeny i výronem hmoty. Když nabité částice zasáhnou Zemi, pozorujeme polární záři.

6. Koróna
Nejvyšší a nejřidší vrstvou sluneční atmosféry je koróna. Začíná nad chromosférou, ale její druhá hranice je neostrá a konec se prakticky nedá určit. Vynikne na fotografiích zatmění Slunce, protože jinak je přezářena fotosférou a za její hranicí pak světlem rozptylujícím se v atmosféře Země. Nebýt toho, svítila by asi jako měsíční úplněk. Při zatmění Slunce budí dojem hebkého závoje, ale přitom její teplota dosahuje až dvou milionů stupňů. Projevem sluneční aktivity v koróně jsou protuberance. To jsou proudy chladnějšího a hustšího plazmatu. Dosahují výšky od 15.000 do 100.000 km a za jejich vznikem stojí magnetické pole Slunce.

Sluneční koróna vynikne při zatmění Slunce

Slunce je složitý "organismus" a vědci jen pomalu rozplétají složitou síť souvislostí. Staví větší a přesnější dalekohledy a vypouštejí stále dokonalejší družice. O pokrocích ve výzkumu Slunce se můžete dozvědět ve speciálním vydání pořadu Nebeský cestopis, který si můžete naladit každou sobotu ve 20 hodin nebo kdykoli poslechnout z archivu.

Základní informace o Slunci najdete na stránkách České astronomické společnosti.

Spustit audio
autor: Petr Sobotka