Slunce

Zakladni informace o Slunci

Slunce je beznou hvezdou, jakych jsou v Galaxii radove miliardy, nicmene pro obyvatele Zeme je hvezdou zivotne dulezitou. Slunce ma tvar koule o polomeru 696 000 km a hmotnost 1,99.10³⁰ kg. Viditelny povrch ma teplotu 5780 stupnu Kelvina. V dusledku teto vysoke teploty vyzaruje kazdy ctverecni metr povrchu do prostoru 63 000 kJ za sekundu, celkovy zarivy vykon Slunce cini 3,83.10²⁶ Wattu. Ze Zeme se Slunce jevi jako kotouc o pribliznem prumeru 32 minut a zaujima tak zhruba jednu stotisicinu cele oblohy. Planeta Zeme zachyti pouhou dvoumiliardtinu vykonu Slunce, coz vsak zcela staci k udrzeni zivota na Zemi. Prevazna cast slunecniho zareni je vyzarovana v oboru viditelneho zareni (tj. od 390 nm do 760 nm) s maximem v 550 nm. Slunce je slozeno z vodiku a helia s malou primesi tezsich prvku. V povrchovych vrstvach pripada na 1000 atomu vodiku asi 85 atomu helia, jeden atom uhliku, dusiku ci kysliku a pouze 0,1 atomu tezsich prvku. Priblizne vyjadreno v hmotnostnich procentech: 73 % H, 25 % He a kolem 2 % ostatnich prvku.

Stavba Slunce

Slunce je koule zhavych ionizovanych plynu udrzovanych pohromade gravitaci. Nitro slunce neni pristupno primemu pozorovani, studujeme je proto neprimo z projevu slunecni cinnosti za pomoci fyzikalnich modelu. Z nich vyplyva, ze hustota i teplota slunecniho materialu rostou smerem ke stredu, kde nabyvaji sve nejvetsi hodnoty. Hustota latky v jadru slunce je 150 000 kg/metr krychlovy (tj. 150 tun na metr krychlovy) pricemz prumerna hustota Slunce je 141 000 kg na metr krychlovy. Centralni teplota dosahuje 15 milionu stupnu Kelvina, prumerna teplota Slunce je zhruba polovicni. Diky sve vysoke teplote je ve Slunci vetsina atomu ionizovana. Zdrojem energie Slunce jsou termojaderne reakce, ktere probihaji v jadre, kde je teplota nejvyssi. Energeticky nejvyznamnejsi jsou ty reakce, pri nichz se ctyri jadra vodiku postupne slouci v jedno jadro helia. Ve Slunci se kazdou sekundu premeni 600 milionu tun vodiku na helium, pricemz se uvolni energie 4.10²⁶ J. Termonuklearni "horeni" v nitru Slunce probiha relativne pomalu: proton ceka na uspesnou srazku s druhym protonem, pri ktere se vytvori jadro deuteria (tezkeho vodiku), v prumeru 10 miliard let. Nitro Slunce tak pripomina dokonale rizeny termonuklearni reaktor pracujici po leta v rezimu velmi blizkem k uplnemu vyhasnuti. Za celou dobu sveho zivota (tj. 4,7 miliardy let) Slunce vycerpalo jen 5 % svych zasob vodiku. Teplo vznikajici v centralnich oblastech se na povrch prenasi zejmena zarenim, v chladnejsich podpovrchovych vrstvach pak konvekci. Konvektivni vrstva, ktera dosahuje az k povrchu, je zrejme zodpovedna za projevy slunecni cinnosti a existenci vnejsich casti slunecni atmosfery.

Atmosfera Slunce

Atmosfera je ta cast Slunce, odkud k nam prichazi slunecni zareni. Nejvice (99 %) ho vysila nejspodnejsi vrstva, zvana fotosfera, ktera pro nas predstavuje onen "povrch" Slunce. V jejim svetle rozlozenem do spektra pozorujeme na jasnem (emisnim) pozadi mnozstvi temnych (absorpcnich) spektralnich car prislusejicich zejmena kovum, nekdy i jednoduchym molekulam. Povrch Slunce neni stejnorody, ale vykazuje zrnitou strukturu - granulaci. Nejsvetlejsi body jsou zrejme vrcholky konvektivnich proudu, o nekolik set stupnu teplejsi nez sousedni povrch. Nad fotosferou lezi chromosfera, jez je ridsi a teplejsi nez fotosfera, k zareni Slunce vsak prispiva jen 0,1 %. Lze ji sledovat pomoci tzv. koronografu, ktere napodobuji zatmeni Slunce, nebo pristroji se specialnimi filtry. Vnejsi cast slunecni atmosfery - ridka a velmi horka (az 1 milion stupnu Kelvina) korona - je nestabilni, rozpina se a v oblasti Zeme prechazi v tzv. slunecni vitr. Slunecni vitr je trvalim proudem ionizovanych castic, o hustote radove desitek milionu iontu na metr krychlovy, vanouci od Slunce rychlosti kolem 500 km/s.

Slunecni cinnost

Slunecni cinnost je souhrnny nazev pro radu nestalych jevu, ktere muzeme pozorovat v atmosfere Slunce. Nejznamnejsi jsou slunecni skvrny - oblasti nizsi teploty (4 200 K) ve fotosfere, kruhoviteho nebo nepravidelneho tvaru. Prumer skvrn se pohybuje od nekolika set kilometru az po 200 000 km. Skvrny mohou na slunecnim povrchu existovat nekolik hodin, dni vyjimecne pretvavaji i nekolik mesicu. Jejich jadro - umbra - je obklopeno polostinem - penumbrou. Chromosfericke erupce jsou nahla zjasneni trvajici radove minuty. Erupce jsou zdrojem kratkovlnneho, optickeho, radioveho i kosmickeho zareni a proudu nabitych castic. Protuberance jsou pomerne husta a chladna oblaka podpirana v korone silnym magnetickym polem. Na okraji Slunce jsou pozorovatelne jako jasne utvary nad chromosferou, promitaji-li se na slunecni kotouc, maji chrakter temnych vlaken, zvanych tez filamenty. Projevy slunecni aktivity jsou obvykle vazany na tzv. aktivni oblasti - oblasti se zvysenym magnetickym polem, jejichz zivotni doba ciny dny az mesice. Vznik aktivni oblasti je doprovazen vytvorenim fakuloveho a flokuloveho pole (zjasneni ve fotosfere a chromosfere), ve kterem se pozdeji muze objevit a rozvinout skupina slunecnich skvrn. V obdobi maxima rozvoje skvrn vznikaji tez chromosfericke erupce a protuberance. Po zaniku skvrn zustava flokulove pole a klidne protuberance. Po case zmizi i tyto jevy a na miste aktivni oblasti pozorujeme jiz jen klidnou slunecni atmosferu. Slunecni cinnost se periodicky meni, a to nejvyrazneji v jedenactilete periode, existuje tez dvaadvacetilety cyklus a s nejvetsi pravdepodobnosti i cykly delsich period. Nektere druhy slunecni cinnosti se vyrazne projevuji na Zemi: napr. ultrafialove a rentgenove zareni pusobi na ionosferu, proudy nabitych castic ovlivnuji zemske magneticke pole. Neprimo se muze zvyseni slunecni cinnosti projevit i v biosfere, napr. zrychlenim rustu drevin ci zhorsenim prubehu nekterych onemocneni.

Vznik a vyvoj Slunce

Slunce je hvezdou spektralni tridy G2 V o absolutni magnitude +4,84. Lezi takrka v rovine Galaxie, 9 kpc od jejiho stredu. Ve srovnani s hvezdami v okoli je spise nadprumerne hmotnou hvezdou (jen 7 % hvezd v okoli Slunce je hmotnejsich). Slunce vzniklo pred 4,7 miliardami let z oblaku mezihvezdne latky; bezprostrednim popudem k pocatecnimu zhrouceni oblaku byl zrejme vybuch blizke supernovy. Po priblizne 50 milionech let se Slunce smrstilo natolik, ze v jeho nitru zacaly probihat termonuklearni reakce, pri nichz se meni vodik na helium. Slunce tak nastoupilo nejdelsi etapu sveho zivota - etapu hvezdy hlavni posloupnosti, ve ktere stravi 85 % sveho zivota - 9 miliard let. Na pocatku teto faze bylo Slunce mensi nez dnes (priblizne o 10 %) a take mene zarilo (zhruba o 30 %). Na konci faze hvezdy hlavni posloupnosti dosahne polomer Slunce 1,4 nasobku a jeho vykon se oproti dnesku zdvojnasobi. Dalsi vyvoj Slunce bude rychly - po vycerpani zasob vodiku v centru se zapali vodik v tenke vrstvicce obalujici vyhorele heliove jadro. Vnitrek hvezdy se smrsti, zatimco vnejsi vrstvy se rozepnou - Slunce se stane cervenym obrem o polomeru desetkrat az stokrat vetsim, nez je dnesni. Pozdeji se v heliovem jadru zapali reakce, pri nichz se jadra helia spojuji v jadra uhliku a kysliku. Z ridounkeho obalu zmitaneho prudkymi konvektivnimi pohyby bude do prostoru prostrednictvim slunecniho vetru vyvrhovano velike mnozstvi latky. Nakonec se odvane cely obal a zustane jen uhliko-kyslikove jadro o hmotnosti 0,6 hmotnosti soucasneho Slunce, obalene tenkou vodikovou atmosferou. Zhavy zbytek hvezdy zbaveny prisunu cerstveho jaderneho materialu zacne postupne chladnout - stane se degenerovanym bilim trpaslikem a konecne chladnym cernym trpaslikem bez zdroju energie.

S pripadnymi pripominkami, dotazy ci namety se prosim obracejte na administratora techto stranek. Administratorem techto stranek je Vladimir Kopecky Jr. Posledni revize teto stranky 8. 5. 1997.