Život Slunce

Naše místní hvězda se po bouřlivém, násilném a problémovém mládí nakonec probojovala do klidnějšího období svého života. Odhalte, jak se chová naše Slunce v období svého dospívání...

Když došlo asi před 5 miliardami let ke slavnému zážehu slunečního jádra, přestala konečně mladá hvězda kolabovat vlivem vlastní hmotnosti. Proti gravitační síle totiž začal působit radiační tlak pocházející z intenzivní jaderné fúze, která probíhala v jejím jádře. Nakonec bylo mezi těmito silami dosaženo křehké rovnováhy. Následně se Slunce v souvislosti s tím, jak se pustilo do přeměny svých obrovských zásob vodíku v helium, konečně připojilo k drtivé většině hvězd na tzv. hlavní posloupnosti.

Ale to, že se Slunce dostalo do běžných kolejí života, ještě neznamená, že je méně neklidné. Je stále v letech dospívání. Každou sekundu vyrobí 385 bilionů bilionů wattů energie a ztratí díky tomu každou sekundu 4,3 milionů tun své hmoty. Vnitřní struktura Slunce odráží jeho potřebu odvádět vznikající energii pryč z jádra a uvolňovat ji do vesmíru. To však není tak jednoduché, jak to může znít. Energie je ve Slunci přenášena mnoha různými způsoby. Její cesta z jádra na povrch, dlouhá téměř 700 000 km, může trvat mnoho desítek tisíc roků.

Jádro věci

V nitru Slunce jsou tři různé vrstvy. Ve středu je tzv. jádro - oblast, v níž dochází k přeměně vodíku na helium prostřednictvím jaderné fúze. Je extrémně stlačené, husté a hroutící, s teplotami přesahujícími 15 milionů °C. Energie je ve fúzních reakcích produkována ve formě balíčků elektromagnetického záření, tzv. fotonů. Jedná se o úplně stejné fotony, jaké tvoří viditelné světlo, ale tyto mají mnohonásobně více energie. Fotony o vysoké energii mají mnohem kratší vlnové délky než viditelné světlo. Opouštějí jádro jako neviditelné gama-paprsky, což je nejenergičtější forma záření ve vesmíru. Gama-paprsky jsou ihned absorbovány hustou sluneční hmotou a o něco málo později zase vyzářeny. Jádro s tím, jak gama-záření postupně ztrácí energii, dále silně zahřívá.

Vnější hranice

Po velmi dlouhé době se fotony postupně protlačí ze slunečního jádra a vstoupí do vrstvy, která se nazývá "zářivá vrstva". Tato oblast není dostatečně horká ani hustá k tomu, aby zde probíhaly fúzní reakce. Fotony při průchodu (přenosu záření) touto zónou ztrácejí svou energii. Pomalu se přeměňují na méně energetické fotony rentgenového a poté ultrafialového záření. Zatímco průměr jádra je téměř jedna pětina průměru celého Slunce, zářivá vrstva se rozpíná do dvou třetin vzdálenosti k jeho povrchu.

Horní vrstvy zářivé vrstvy mají relativně nízkou hustotu i teplotu v porovnání s vnitřními vrstvami. To znamená, že záření již není nejúčinnějším prostředkem k odvodu tepla z této oblasti. Energii zde absorbují obrovské masy vodíku, ale zpátky už ji nevyzařují. Tím se hmota zahřívá a stoupá do řidších horních vrstev Slunce. Současně s tím studená hmota klesá seshora dolů, takže vznikají ohromné cirkulující konvektivní buňky, které přenášejí energii směrem k povrchu Slunce. Tato oblast se nazývá konvektivní vrstva.

Viditelné Slunce

Na povrchu konvektivní zóny je plyn dostatečně řídký a chladný, aby byl pro fotony opět "průhledný". Tyto fotony mají již nižší energii, takže vylétají ze Slunce v podobě viditelného a infračerveného záření. A právě toto záření vidíme jako sluneční "fotosféru", tj. jako viditelný povrch Slunce. Při pozorování neozbrojeným okem se zdá, že se jedná o oslňující jednotvárný disk, ale pomocí hustých filtrů je možné odfiltrovat většinu záření a odhalit pestrou škálu nejrůznějších jevů na povrchu Slunce a dále nad ním.

Mezi nejvýznamnější patří sluneční skvrny - velké tmavé díry ve fotosféře, které mají často velikost mnohokrát větší než je velikost Země. Ve skutečnosti se jedná o oblasti fotosféry s nižší hustotou a tedy i teplotou - zdají se být tmavé jen proto, že mají teplotu asi 3800°C, takže jsou o nějakých 2000°C chladnější než jejich okolí. Vznikají v párech, ale často se shromažďují také ve větších skupinách. Jasné vláknité útvary složené z horké a husté hmoty a vyskytující se obvykle v okolí slunečních skvrn se nazývají "fakule".

Exploze plynu

Podél okraje slunečního disku se zvedají "protuberance" - smyčky chladného, červeného plynu. Protáhlé tmavé útvary, kroutící se po povrchu Slunce známé jako "filamenty" nejsou nic jiného, než chladnější protuberance promítající se na světlejší pozadí spodních vrstev sluneční atmosféry. Občas může Slunce vychrlit při tzv. "slunečních erupcích" obrovská vzdouvající se mračna žhavého plynu. Ta se nazývají "výrony koronální hmoty". Obrovskou rychlostí se šíří napříč sluneční soustavou, a když zasáhnou Zemi, vnikne do našeho magnetického pole množství částic, které potom interferují se satelitními a rádiovými signály a způsobují nádherné severní a jižní polární záře.

Sluneční cyklus

Oblouky protuberancí, svislé plamínky spikulí i roztřepené okraje slunečních skvrn, působí dojmem, že Slunce má vlasy. Vypadají stejně jako čáry, které tvoří železné piliny okolo magnetu. Nejedná se o náhodu - proudy vzájemně se vůči sobě pohybujících elektricky nabitých částic v nitru Slunce totiž vytvářejí nejmohutnější magnetické pole ve sluneční soustavě.

Na počátku slunečního cyklu, který trvá 11 let, je magnetické pole v poměrně hladkém uspořádaném stavu jen s několika málo slunečními skvrnami nacházejícími se ve vysokých heliografických šířkách. Během několika dalších let se toto magnetické pole stává stále spletitější a složitější, tvoří se sluneční skvrny blíže rovníku a zvyšuje se jejich počet. Nakonec se ale začnou skvrny, kterých v blízkosti rovníku přibývá, rozplývat a mizí, přičemž se navzájem propojuje a tím zjednodušuje i magnetické pole Slunce jehož jsou projevem. Po nějaké době však magnetické pole znovu "ožije" a cyklus se opakuje.

Magnetické póly Slunce jsou však nyní v porovnání s předchozím cyklem otočené. Skutečný sluneční cyklus tedy netrvá 11 ale spíše 22 let. Sluneční cyklus se neprojevuje pouze v počtu a mohutnosti slunečních skvrn, ale ovlivňuje také celou řadu dalších projevů sluneční aktivity, např. sluneční erupce a zřejmě i celkový energetický výkon Slunce.