Slunce

Sluneční soustava

Okolo Slunce, naší centrální hvězdy, obíhá proti směru hodinových ručiček dvět planet se svými měsíci. Jejich dráhy mají pouze nepatrně odlišný sklon, obíhají tedy témeř ve stejné rovině. Nejblíže Slunci je planeta Merkur, po ní následují Venuše, Země,Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a (Pluto).

První čtyři mají srovnatelně malou hmotnost, žádnou nebo pouze tenkou atmosféru a kamenitý povrch. Obří planety Jupiter, Saturn, Uran a Neptun, ležící vně asteroidového pásu, mají naopak velkou hmotnost a nemají pevný povrch. Navíc jsou obklopeny mohutnou atmosférou.

Jak vlastně mohla vzniknout soustava s jednou hvězdou a několika planetami? Časti mezihvězdného mračna plynu a prachu se shlukly a vytvořily tak zárodek hvězdy. Se vzrůstajícím tlakem a teplotou začelo docházet k procesům jaderné fúze, jejichž následkem hvězda začala zářit. Gravitační síla hvězdy k sobě přitáhla mračno plynu a prachu, které ji obklopovalo, a to kolem ní obíhalo podobně, jako kolem Saturnu obíhají jeho prstence. Hmotnější části mračna k sobě vázaly stále více hmoty a dále se shlukovaly. Působením gravitace se z nich utvořila kulovitá tělasa - planety. Méně hmotná tělesa, která nebyla planetami zachycena, začala planety obíhat jako jejich měsíce.

Slunce

Slunce je středem naší planetární soustavy. Jeho průměr 1 392 530 kilometrů je zhruba 110x větší než průměr Země. Kolem své osy se otočí jednou za 26,8 dne.

78,4 procenta hmoty Slunce tvoří vodík a 19,8 procenta helium. Na povrchu Slunce, kterému se říká fotosféra, bychom našli i nepatrné stopy kyslíku, uhlíku a také železa.

Teploty na povrchu se pohybují kolem 5500 °C. Směrem k jádru však dosahují až několika milionů °C. Zde dochází k jaderným reakcím, to jest vodík se zde nepřetržitě měni na helium. Při tom vzniká energie, která se šíří do prostoru jako záření. Tím se dává hmota do pohybu, žhavá hmota je odevzdávána na nestejnorodém povrchu Slunce a chladnější hmota se přesunuje směrem k jádru. Tato proudění vedou k erupcím na slunečním povrchu, kde dochází k neustálým plynovým vírům. Sluneční atmosféra má tři vrstvy. Kromě již zmíěné fotosféry, která leží nejníže, jsou to chromosféra a koróna. Obě mají nižší hustotu.

Slunce jako hvězda

Ve skutečnosti je Slunce úplně obyčejná stálice o průměrné velikosti. Nalétá se zhruba ve vzdálenosti 12 parseků nad rovinou naší Galaxie. Od jejího středu je vzdálená 7700 pc a po téměř kruhovité dráze ho rychlostí zhruba 220 kilometrů za vteřinu oběhne jednou za 210 milionů let.

V jedné věci se však asi od ostatních vesmírných těles odlišuje: Umožnuje na Zemi život a velkou měrou jej ovlivňuje.

Jakožto zdroj energie poskytuje podmínky pro vznik života vůbec. Určuje naše roční období a délku dne.

Slunce kažkou vteřinou promění 4 miliony tun hmoty v elektomagnetické záření, které na Zemi můžeme zachytit jako světlo, teplo, rentgenové záření a ultrafialové záření. Tento spalovací proces probíhá již od doby, kdy před 4,6 miliardy let Slunce vzniklo, a podle propočtů astrofyziků má pokračovat ještě aspoň dalších 5 miliard let.

Ještě před půl stoletím bylo poměrně nejasné, kde se ve Slunci energie bere. Ale již v roce 1905 Albert Einstein poznal, že se hmota může měnit v energii a naopak že hmota je vlastně formou energie. Tento pro budoucnost veledůležitý poznatek shrnul ve své známé fyzikální formuli: E= mc² (energie se rovná součinu hmotnosti a druhé mocniny rychlosti světla).

Vedení předpokladem, že sluneční energie musí pocházet z jaderné fúze, objevilo fyzikové Bethe a von Weizsacker, že přeměna vodíku na helium, ke které dochází ve Slunci, vede k uvolňování energie. Výpočty astrofyziků předpovídají, že poté co veškerý svůj vodík přemění na helium, Slunce se nadme do podoby červeného obra a potom smrští v bílého trpaslíka, který pomalu vychladne.

Stavba Slunce

Slunce je mohutná plynová koule, přičemž hustota plynu se směrem k porvchu snižuje. Rozlišuje se mezi jádrem Slunce a nad ním se nacházející sluneční atmosférou. Podle fyzikálních propočtů dosahuje teplota uprostřed Slunce 15 milionů °C. Zde dochází k jaderným reakcím, které vedou k uvolňování energie, a tím ke slunečnímu záření.

Při přeměně hmoty na sluneční energii dochází ke sloučení jednoho protonu s dalším protonem a vzniká deuterium. Při tomto procesu se jedna částice změní v neutron. Zároveň se uvolní neutrino a pozitron, které však nemají téměř žádnou hmotnost.

K dalším reakcím dochází mezi deuteriem a dalším protonem za vzniku jádra helia 3 (1 neutron, 2 protony). To reaguje s jiným jádrem helia 3 za vzniku helia 4 ( 2 protony, 2 neutrony). Zbylé 2 protony se opět účastní dalších reakcí.

Při každé z těchto reakcí dochází k přeměně části hmoty v energii. Ta putuje ve formě záření přes 380 ticís kilometrů širokou zářivou zónu do konvektivní zóny, která zasahuje až 140 tisíc kilometrů pod sluneční povrch. Tudy je energie transportována plynem ža k fotosféře, viditelnému povrchu Slunce, a opuští ji jako světlo a teplo. Zde, ve fotosféře, dosahují teploty pouze 5500°C.

Viditelná fotosféra vykazuje nepravidelnou jasnost. Zrnění podobný jev, zvaný též granulace, se mění v odstupu zhruba 10 minut. Jeho původ takoví v konvekci slunečního nitra. Tento vzrůst teploty můžeme rozpoznat na oblacích žhavého plynu. Stejně jako při zemětřesení můžeme na slunečním povrchu rozeznat vlvění, jehož šíření závisí na proudění plynů, změnách teploty a tlaku ve slunečním nitru.

Na 400 kilometrů vysokou fotosféru navazuje střední vrstva atmosféry, nazývaná též chromosféra, a vnější atmosféra, koróna. Chromosféra má výšku až 10 000 kilometrů široké obloukovité proudy plynu, nazývané spikule, vystřelují 3 000 až 10 000 kilometrů nad povrch a během několika minut se zase propadají zpátky. Předpokládá se u nich souvislost se silnými magnetickými poli. Koróna navazující na chromosféru již sahá daleko do meziplanetárního prostoru, je pozorovatelná krátce před úplným zatměním Slunce a po něm a teploty v ní stoupají až ke 2 milionům °C. Její tvar se mění podle sluneční aktivity.

Tak se v období slunečního minima jeví koróna na pólech poněkud zploštělá a kolem rovníku zase o něco širší. Zvláště nápadné je záření koróny. Zde se zdá být hmota hustší než jinde, původ tohoto jevu je pravděpodobně v silných magnetických polích. Z koróny proudí taakzvaný sluneční vítr. Ten se skládá z elektronů a protonů a pohybuje se směrem od Slunce rychlostí 3 miliony kilometrů za hodinu. Tvoří heliosféru, která zahrnuje magnetické pole a elektrická proudění a vyplňuje prostor sluneční soustavy, která se nám zdá být prázdný. Heliosféra chrání náš planetární systém před kosmickým zářením.

Sluneční aktivita

Na celém povrchu Slunce můžeme najít spikule v chromosféře, která k obrazu Slunce patří stejně jako granule ve fotosféře. Vedle nich se ale objevují i jevy, které jsou časově omezené. K těm patří například sluneční skvrny. Ty se objevují většinou ve skupinách. Některé mají průměr jen 100 kilometrů a jsou k vidění několik dní, jiné dosahují průměru až 50 000 kilometrů. Občas přetrvávají i několik měsíců.

Příčinou vzniku slunečních skvrn jsou silná magnetická pole, která brzdí pohyb tepla v částech fotosféry. Tím brzdí i energii snažící se proudit ven. Proto je teplota ve slunečních skvrnách až 2000°C nižší, než je teplota okolní vrstvy, fotosféry, a proto nám připadají tmavé. Toto tmavé jádro slunečních skvrn se nazývá umbra. Je obklopeno penumbrou, světlým okrajem ve zhruba jedenáctiletém cyklu. Na začátku nového cyklu se skvrny objevují párovitě, a to v blízkosti pólů. Pak se hovoří o slunečním minimu. Pak jejich počet stoupá od zhruba tří a stále více se blíží k rovníku, až ve slunečním maximu dosáhne počtu i 90 skvrn. Tento průběh se s drobnými odchylkami opakuje každých 11 let. Má se za to, že se kvůli nestejnoměrné rychlosti rotace posunují magneticky aktivní oblasti směrem k rovníku. V bezprostřední blízkosti slunečních skvrn můžeme pozorovat takzvané fakule. Také ony mají přimou souvislost s magnetickými oblastmi povrchu jsou záblesky, které jsou patrné jako výbuchy světla. Ční z fotosféry až do koróny, 20 000 kilometrů vysoko. Jejich aktivita údajně souvisí s tím, že magnetická pole zadržují energii až do okamžiku, kdy dojde k náhlému výbuchu. Zváště působivé jsou výtrysky plynu na okrajích slunečního kotouče, nazývané protuberance. Dosahují výšek až několika stovek tisíc kilometrů. Při zatmění Slunce jsou viditelné jako světlé oblouky. Na světle se jeví jako nitkovité úkazy. O ony souvisejí s magnetismem slunečních skvrn a trvají několik měsíců. Nejčastěji omezují na oblast chromosféry, někdy však vystřelují až do vesmíru.