Slunce, naše mateřská hvězda

Sluneční jádro funguje jako termojaderný reaktor vyzařující teplo a světlo. Každou sekundu přemění 604 miliony tun vodíku na 600 milionů tun hélia. Je teď, jak se říká, v nejlepších letech; zásoby paliva mu vystačí ještě na dalších pět miliard let. Postupně se ale náš žlutý trpaslík změní v rozpínajícího se červeného obra, který sežehne půlku své planetární soustavy, včetně naší Země, a závěr života si užije jako bílý trpaslík. My si však zatím v klidu můžeme užívat životodárné síly naší mateřské hvězdy a také si o ní povídat.

Řez napříč sluneční koulí

Skupiny slunečních skvrn|foto:Shutterstock

Slunce, 1,4 milonu km velká koule plazmatu, rotuje pomaleji než jiné hvězdy, přitom je tato rychlost na různých místech jejího povrchu různá. Na rovníku trvá otočka téměř 25,5 dne, na pólech 36 dní.

Udělejme si jakýsi řez Sluncem. Prvních 500 tisíc km tvoří zářivá vrstva. Z jádra o hustotě stokrát vyšší, než je hustota vody, s teplotou až 15 milionů stupňů, se do ní uvolňuje obrovské množství energie, které proniká až do vnějších vrstev. Na povrchu se nachází tzv. konvektivní zóna – oblast mezi zářivou vrstvou a povrchem Slunce, v níž se energie šíří prouděním, konvekcí. Horké sluneční plazma proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Na rozhraní konvektivní a radiační zóny se směr proudění obrací, jeho rychlost má tady nejvyšší hodnoty, a právě zde vzniká efekt tekutinového dynama, které generuje silné magnetické pole.

Granulace a sluneční erupce

Protuberance a erupce na Slunci|foto: NASA

Viditelný povrch Slunce známe jako fotosféru. Její teplota se pohybuje kolem 5500 stupňů Celsia. Pro fotosféru je charakteristická tzv. granulace, kterou tvoří vrcholky vzestupných a sestupných proudů z konvektivní zóny. Můžeme si ji představit jako uvařenou rýži v hrnci. Z fotosféry, která se neustále proměňuje, jsou vyvrhována oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli – tzv. protuberance.

K fotosféře těsně přiléhá chromosféra – tenká a řídká vrstva, v níž teplota vzrůstá směrem od Slunce. Typická pro ni jsou náhlá zjasnění, tzv. sluneční erupce, což jsou mohutné exploze, při kterých je plazma ohřáté až na desítky milionů stupňů vyvrženo do okolního vesmíru. Oblaka protonů a elektronů mohou doputovat až k Zemi a potenciálně ohrozit třeba satelity na oběžné dráze, či způsobit závažné výpadky pozemních telekomunikačních a elektrických sítí. Mnohem příjemnějším důsledkem jsou krásné polární záře. 

Tajemná koróna a sluneční skvrny

Sluneční skvrny ve viditelném světle na snímku ze slunečního teleskopu Hinode|foto: NASA/JAXA, CC0 1.0, ©

Vnější část sluneční atmosféry tvoří sluneční koróna. Což je řídký plyn obklopující Slunce. Vidět v plné kráse můžeme korónu jen v době úplných zatmění Slunce. Proč její teplota dosahuje milion i více stupňů, když už je mimo povrch hvězdy, vědci ještě plně neobjasnili; domnívají se, že to souvisí s magnetickým polem Slunce.

Nejznámějšími útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé tečky připomínající rozpité kaňky. Vytvářejí je asi o tisíc stupňů chladnější místa, kde dochází k překřížení magnetických indukčních čar. Některé se po krátkém čase z povrchu vytratí, jiné vydrží i několik dní. Někdy mají – v našem pozemském měřítku – až neuvěřitelné rozměry desítek tisíc kilometrů. Vyskytují se většinou ve skupinách. První potvrzené zmínky o jejich pozorování máme z roku 1611, ale lidé o nich věděli již mnohem dřív. Jejich výskyt souvisí s jedenáctiletým cyklem sluneční aktivity, v němž se střídají období minima a maxima. O tom si však víc povíme v některém z dalších pokračování naší rubriky.