Z pohledu obyvatel naší planety je nejdůležitějším tělesem ve vesmíru naše nejbližší hvězda.

Lidstvo od pradávna věnovalo a stále Slunci věnuje velkou pozornost. Moderní věda přináší o naší hvězdě mnoho nových poznatků. Astronomové se proto rozhodli vyhlásit rok 2007 - Mezinárodním heliofyzikálním rokem. A to bylo důvodem vzniku našeho seriálu: „Slunce plné otázek a odpovědí“. Budu se zde snažit odpovědět na mnohé otázky, které v souvislosti se Sluncem vznikají a které jste si již možná také položili.

Jakou část Slunce vidíme?
Za běžných podmínek můžeme okem nebo pomocí dalekohledu (ve viditelném oboru spektra) spatřit pouze jen jednu vrstvu Slunce - fotosféru. Sluneční fotosféra nejvíce vyzařuje ve viditelném oboru spektra. Vyletují z ní fotony viditelného slunečního záření. Často v ní můžeme pozorovat sluneční skvrny. Někdy, když je jejich velikost větší než průměr Země, jsou dostatečně velké na to, abychom je spatřili i pouhým okem. Sluneční chromosféru s protuberancemi zahlédneme okem na pouhých několik sekund na začátku nebo konci úplné fáze úplného zatmění Slunce.

Chromosféra
Chromosféra Slunce vyzařuje nejvíce ve velmi úzkém pásu slunečního spektra, tzv. spektrální čáře H-alfa. Proto k jejímu pozorování musíme použít speciální dalekohledy. Sluneční korónu spatříme pouhým okem pouze při úplném zatmění Slunce. Sluneční koróna nejvíce svítí v radiovém, rentgenovém nebo ultrafialovém oboru spektra. Zatmění Slunce je tak vzácný a krátký úkaz, že astronomové k pozorování Slunce, sluneční chromosféry a koróny musejí používat speciální astronomické dalekohledy a sluneční filtry.

Jaká je teplota na Slunci?
Odpověď na otázku není tak jednoduchá. Musíme si upřesnit v jaké části Slunce budeme teplotu měřit. Již nyní mohu říci, že teploty se pohybují v intervalu od necelých 4000 K (stupňů Kelvina) až k 15 milionům K.

Jaká je teplota ve slunečním nitru?
Pokud se podíváme do centra nitra Slunce - jádra, tak tam panuje teplota 15 600 000 K. Při těchto teplotách dochází, pomocí termojaderných reakcí, k přeměně vodíku na helium a tím k uvolňování ohromného množství energie. Ve vzdálenosti asi 10 000 km od středu, teplota klesá pod 7 milionů K a tím přeměna vodíku na helium ustává. Ve vyšších vrstvách Slunce již k uvolňování energie nedochází.

Jaká je teplota sluneční fotosféry?
Průměrná teplota sluneční fotosféry Slunce je přibližně 5 770 K. Jedná se o nejhlubší část sluneční atmosféry, kterou můžeme pozorovat. Dalo by se říci, že se jedná o viditelný „povrch“ Slunce. Na dně fotosféry je teplota 6600 K, na povrchu fotosféry (tedy ve výšce asi 300 km) teplota klesá ke 4400 K.Teplota v centru sluneční skvrny, což je oblast nižší teploty ve sluneční fotosféře, je kolem 4000 K a nižší.

Jaká je teplota sluneční chromosféry?
Teplota ve sluneční chromosféře (druhá vrstva sluneční atmosféry) se pohybuje v rozmezí od 4300 K (těsně nad fotosférou) až k 10 000 K ve výšce 3000 km.

Jaká je teplota sluneční koróny?
Třetí, nejvyšší vrstvou sluneční atmosféry je koróna. Teplota v koróně rychle stoupá od 10 000 K až do 2 milionů K. Je tedy podstatně teplejší něž sluneční fotosféra. V koróně nad slunečními erupcemi teplota dosahuje od 10 K - 100 milionů K.

Proč Slunce svítí?
Slunce je centrálním a nejhmotnějším tělesem sluneční soustavy. Je mohutným zdrojem energie, kterou vyzařuje ve všech oblastech elektromagnetického záření, čímž ovlivňuje všechna tělesa sluneční soustavy. Slunce není pevné těleso, je to plynná koule tvořena plazmatem, která drží pohromadě díky hydrostatické rovnováze, jež je docílena vlastní gravitací, na jedné straně a tlakem plazmatu a záření na straně druhé.


A kde se ta ohromná z lidského hlediska až nevyčerpatelná energie bere?

Každá hvězda a tím i naše Slunce je ohromným jaderným reaktorem. V centrální oblasti – jádře - panuje obrovský tlak a teplota kolem 15 milionů K (stupňů Kelvina). A právě v těchto podmínkách byly při zrodu Slunce zažehnuty termojaderné reakce. Ty přeměňují nejlehčí prvek ve vesmíru – vodík na helium a tím se z hmoty uvolňuje obrovské množství energie, jež zaplavuje celou heliosféru. Uvnitř Slunce probíhají pouze dva druhy termojaderných reakcí. Z 98,5 % je to proton-protonová reakce a z 1,5% CN-proces. Proton-protonová reakce probíhá při teplotách okolo 107 K a hustotě 100 g/cm³.
První reakcí protono-protonového cyklu je vznik deuteronu kombinací dvou protonů za emise pozitronu a neutrina. Druhou fází je spojení deuteronu s volným protonem a vznikne jádro 3He a foton gama záření. Posledním krokem je reakce dvou jader 3He, které vytvářejí 4He a dva protony. Tím získáme 24,7 MeV energie. Druhou reakcí, která probíhá v centru Slunce je tzv. CN-proces, ten je umožněn díky přítomnosti uhlíku, dusíku a kyslíku. Při obou procesech se vytváří velké množství fotonů a neutrin. Pro neutrina není hmota překážkou a tak rychle opouštějí samotnou hvězdu a zaplavují okolní vesmír. Ze Slunce je každou sekundu vysláno 2x10 na osmatřicátou neutrin. Pro lepší představivost uvedu, že tato neutrinová zářivost představuje pouhá 4% celkové sluneční zářivosti a plochou 1 cm² kolmou k slunečním paprskům projde 60 miliard slunečních neutrin. Fotony, jako nosiči záření, pomaloučku prostupují tělesem Slunce k jeho povrchu. V jádru se vytvoří foton gama (nebo rentgenového) záření, který prostupem k povrchu ztrácí energii a mění se na foton viditelného světla. Pro představu: každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina).

Víme jak energie vznikne a jak se dostane ven?
Ve Slunci se energie šíří dvěma způsoby. Zářením (tedy radiací) a konvekcí. Nad jádrem se rozprostírá radiační zóna.
V této zóně se kvanta energie - fotony šíří směrem ven z jádra zářením. Fotony se sice pohybují rychlostí světla, ale sráží se s elektrony, tím se snižuje jejich energie a též směr pohybu. Elektrony energii tím získávají. Foton ztrátu energie kompenzuje prodloužením vlnové délky. Cesta fotonu na povrch trvá asi milion let a tím se velmi změní také jeho vlastnosti. Jádro foton opouštěl jako záření gama či rentgenové záření, na povrch vystupuje jako viditelné světlo. Nad radiační zónou je tzv. konvektivní zóna.

Změna podmínek
Ve vzdálenosti přibližně 0,8 poloměru Slunce od slunečního středu se fyzikální podmínky mění. Teplota klesá, zvyšuje se schopnost plynu pohlcovat energii a roste tak jeho neprůzračnost. Tím se ztěžuje přenos zářivé energie z hlubších vrstev a to způsobuje ještě vyšší pokles teploty. V důsledku toho nemůže hmota zůstat v klidu a nastává promíchávání plynu – konvekce. Vztlaková síla vynáší horký plyn z vnitřních vrstev Slunce na povrch. Tam se vyzářením energie ve formě světla ochlazuje a opět klesá do hlubších vrstev. Díky konvekci pozorujeme některé projevy sluneční činnosti - granulaci, sluneční skvrny, protuberance atd.