Co všechno víme o Slunci?

Slunce, naše nejbližší hvězda, vypadá na obloze jako nevinný zářivý kotouček. Je to ale obrovská jaderná pec, kde probíhá fúze a vzniká energie, která na Zemi umožňuje život. Z čeho se vlastně Slunce skládá?

Základní charakteristiky Slunce

Slunce je obrovská koule plazmatu, kde probíhá termonukleární fúzní reakce, která uvolňuje obrovské množství energie. Tato energie se šíří prostorem ve formě elektromagnetického záření, které na Zemi vnímáme jako sluneční světlo a teplo.

Slunce má průměr 1,3914 milionu km, hmotnost 1,989 × 10³⁰ kg, objem 1,412 × 10¹⁸ km³ a hustotu 1,41 g/cm³. Teplota v jádru by měla dosahovat 15 milionů °C, což je daleko víc, než teplota povrchu Slunce (jeho fotosféry), která činí téměř 5 800 K (kolem 5 500 °C). Slunce je staré 4,6 miliardy roků.

Dnes se otočí jednou za 25 dní (na rovníku), respektive 35 dní (na pólech). Od Země je Slunce vzdálené 149,6 milionů km (1 astronomická jednotka). Sluneční vítr, který vysílá naše centrální hvězda do svého okolí má rychlost kolem 400 km/s. Chování Slunce se mění - a to během jednoho cyklu, který trvá 11 roků.

Slunce je složeno z několika vrstev. Jádro je oblast, kde probíhá termonukleární fúze, při které se vodík přeměňuje na helium. Tzv. radiační zóna je oblast, kde se energie postupně přenáší z jádra ven pomocí elektromagnetického záření.

Konvektivní zóna je pak oblastí, kde se horké plyny pohybují prouděním podobně jako to dělá vroucí voda.

Viditelný povrch Slunce, kde se uvolňuje sluneční světlo, se nazývá fotosféra. Na ni navazuje chromosféra - vrstva mezi fotosférou a korónou, viditelná během zatmění. Kolem Slunce pozorujeme korónu.

Vědci jsou samozřejmě dnes už schopni pomyslně nahlédnout i do nitra naší centrální hvězdy. A není to samoúčelné - díky tomu, že odhalí poměr a zastoupení chemických prvků ve Slunci, mohou vytvářet různé modely jeho vlastností. Můžeme tak zjistit, jak se vyvíjelo nejen Slunce ale i ostatní podobné hvězdy.

Chemie Slunce navíc pomáhá pochopit, jakým způsobem vznikala a jak se vyvíjela celá Sluneční soustava včetně planet.
Složení Slunce se kromě toho používá jako údaj, podle kterého porovnáváme chemické složení jiných astronomických objektů, jako jsou exoplanety, hvězdokupy nebo galaxie.

Jak se dá zjistit, z čeho se Slunce skládá?

Vědci mají k dispozici hned dvě metody. Jednou z nich je tzv. spektroskopie sluneční fotosféry. Fotosféra je vnější vrstva Slunce, odkud k nám přichází většina světla. Pomocí analýzy spektra tohoto světla dokážeme identifikovat přítomné prvky a určit jejich relativní zastoupení.
Určit složení Slunce pomáhá kupodivu také analýza primitivních meteoritů. Určitý typ meteoritů, tzv. CI chondrity, jsou považovány za pozůstatky z rané fáze Sluneční soustavy a poměr zastoupení některých prvků je velmi podobný jejich poměru u Slunce. Analýza těchto meteoritů tedy dovolí zjistit poměry prvků, které je obtížné nebo rovnou nemožné změřit přímo na Slunci.

Problémy s měřením chemického složení

Celá věc má samozřejmě háček, takže měření složení Slunce není vůbec jednoduché.

Abychom mohli dělat vývody z naměřeného zastoupení prvků ve fotosféře potřebujeme složité modely sluneční atmosféry. Tyto modely nemusí být vždy optimální a mohou obsahovat určité nepřesnosti.
Ne všechny prvky se dají měřit pomocí současných a dostupných metod. Změřit například vodík a vzácné plyny (helium, neon, argon, krypton) je složité a obtížné.
Problémy dělá také tzv. gravitační usazování prvků. Postupem času mají těžší prvky ve Slunci tendenci klesat směrem ke středu vlivem gravitace. To znamená, že složení fotosféry dnes se dnes od počátečního složení Slunce mírně liší.

Chemické prvky a jejich zastoupení

Obrázek: Zdroj: D. Tenzler

Slunce se skládá především z vodíku (H) a helia (He) s malým množstvím dalších prvků. vodík (H) - je nejčastější prvek ve Slunci, tvoří asi 71 % jeho hmotnosti. Helium (He) je druhý nejhojnější prvek, tvoří asi 27 % hmotnosti Slunce.
Všechny ostatní prvky těžší než helium se v astronomii souhrnně označují jako tzv. kovy. I když tvoří jen malou část hmotnosti Slunce (méně než 2 %), určují z velké části jeho vlastnosti a chování. Mezi tyto kovy patří kyslík (O), uhlík (C), dusík (N), neon (Ne), železo (Fe), křemík (Si), hořčík (Mg) a síra (S) - tedy chemické prvky, které jsou běžné i na Zemi.
Ve sluneční fotosféře dokážeme dnes změřit zhruba 60 prvků, od lithia (Li) po thorium (Th).

I malé změny v jejich zastoupení ovlivňují teoretické modely vnitřku Slunce, rozložení teploty a mechanismy přenosu energie.

Různé pojmy

Pokud se budete zabývat tímto tématem blíže, setkáte se s několika pojmy, které se vyplatí znát.

Když vědci definují různé zastoupení prvků ve Slunci, používají dvě různé škály. Jedna z nich se hodí při průzkumu hvězd a velkých vesmírných útvarů - a druhá při průzkumu planet a menších pevných těles.

Tzv. astronomická škála udává počet atomů prvku ve vztahu k vodíku. Vodík se používá jako referenční prvek, protože je to nejhojnější prvek ve vesmíru. Stupnice je logaritmická a zastoupení vodíku je nastaveno na A(H) = 12.
Druhou stupnicí je tzv. kosmochemická škála. Ta udává počet atomů určitého chemického prvku ve vztahu k počtu atomů křemíku (Si). V malých pevných tělesech je vodíku jen relativně málo, použití kosmochemické škály je tedy praktičtější.

Vědci také uvádějí tzv. těkavost prvků - a myslí tím něco jiného, než jsme zvyklí. Těkavost prvku udává, jestli má prvek tendenci existovat spíše v plynné nebo pevné formě za dané teploty a tlaku. Vysoce těkavé prvky, jako jsou vzácné plyny, vodík, uhlík, dusík a kyslík, se vyskytují spíše jako plyny nebo led. Žáruvzdorné prvky, jako je vápník, titan, stroncium a prvky vzácných zemin, kondenzují až při vyšších teplotách a nacházejí se v pevných materiálech.

Budoucí výzkum Slunce

V posledních letech se vedou diskuze ohledně metalicity Slunce, tedy o tom, kolik prvků těžších než helium (kterým astronomové říkají kovy) Slunce obsahuje. Různé studie docházejí k různým výsledkům. To má zase následně vliv na teoretické modely nitra Slunce a jeho vývoje.

Nová a přesnější měření v budoucnosti jistě dovolí další zlepšení teoretických modelů jak gravitačního usazování tak vývoje hvězd.

Příště: Solar Probe a průzkum Slunce

^{Zdroje: NASA, ESA}