Naše Slunce – jeden z trpaslíků

Slunce patří do rodiny hvězdných trpaslíků. Je naší nejbližší hvězdou a zároveň tou, která je nejlépe prozkoumaná. Je jednou z průměrných hvězd, jakých existují ve vesmíru miliardy. Jak to vypadá uvnitř Slunce? 

Několik čísel

Je s odstupem tím největším objektem ve Sluneční soustavě. Jeho průměr činí 1 400 000 km, hmotností převyšuje Zemi zhruba 333 000 krát. V jeho centru probíhá termonukleární reakce, ve které se během jedné vteřiny spálí 564 miliónů tun vodíku na helium. Teplota zde dosahuje 15 miliónů Kelvina, zatímco tlak je pro nás téměř nepředstavitelný: 220 miliónů atmosfér. Během každé vteřiny se v něm přemění 4 milióny tun hmoty na energii.

Země od něj dostává ročně 750 biliónů kilowatthodin sluneční energie. Pro srovnání – je to 8000x více, než za stejnou dobu spotřebuje celá naše civilizace.

 Diferenciální rotace

Některé jeho vlastnosti se dají vysvětlit specifickou rotací Slunce. Rovníková zóna rotuje daleko rychleji než polární. Příčinou této specifické rotace je nejspíše konvekce (přenos hmoty) v podpovrchové oblasti Slunce.

Slunce rotuje ve stejném směru jako Země při svém oběhu kolem něj, stejně jako většina planet. Je to logické – všechny objekty ve Sluneční soustavě vznikly ze stejného prachoplynného disku. Dnešní výjimky ve směru rotace různých menších objektů jsou způsobeny srážkami v někdejším mladém systému.

Jádro

Pokud bychom mohli Slunce rozříznout a nahlédnout do jeho nitra, ukázalo by se, že se skládá z několika zón. V jeho jádru se nachází oblast,  ve které probíhá fúze vodíku na helium. Je zhruba 28 000 km velká. Panuje v ní teplota kolem 14 600 000 Kelvinů. Právě v ní vzniká gama-záření a neutrina, které následovně putují k povrchu hvězdy.

Vrstva v zářivé rovnováze

Transport energie, vzniklé  v centru Slunce, se může realizovat dvěma různými způsoby: zářením a konvekcí. Významná část transportu se děje pomocí záření. Odpovídající oblast bychom našli ve vrstvě silné 530 000 kilometrů. Hraničí se slunečním jádrem a zabírá zhruba 3 slunečního poloměru. Teplota v ní postupně klesá až k 1 300 000 stupňům Kelvinů.

Gama-fotony se v této vrstvě srážejí s elektrony místní hmoty a jsou jimi absorbovány. Elektrony tím získají vysokou energii, kterou následně vyzáří formou nového fotonu. Vzhledem k tomu, že mezitím část energie spotřebovaly, zvyšuje se postupně vlnová délka fotonů. Původní gama-kvanta pokračují ve své cestě směrem k povrchu Slunce jako rentgenové záření. Už jen cesta ven z jádra Slunce trvala  fotonům zhruba 26 000 let. V této vrstvě stráví většinu následující desítky miliónů let.

Konvektivní zóna

Další zóna umožňuje přenos energie pomocí konvekce (proudění hmoty). Dosahuje do vzdálenosti 680 000 kilometrů od centra hvězdy. Teplota v ní dosahuje už „jen“ 100 000 Kelvinů. Fotony jsou zde absorbovány existujícími ionty a mění se neustálým vyzařováním a dalším pohlcováním na ultrafialová kvanta. Konvekční zóna obsahuje jen asi 2 % hmoty Slunce. Naprostá většina jeho hmoty se totiž nachází v jeho vnitřních částech (90%).

Fotosféra

Ve fotosféře, 400 km silné oblasti, ve které se vlnová délka původního záření změnila natolik, že je viditelné pro naše oči, se teplota snižuje na 9000 Kelvinů. Cesta fotonů z jádra sem trvala 10 000 000 let. Neutrina, která společně s nimi vznikala při termonukleární fúzi, s ostatní hmotou téměř nereagují. Dostihují naši Zemi už po osmi minutách. Každý čtvereční centimetr povrchu Země prolétne za vteřinu 70 000 000 slunečních neutrin. Díky těmto zajímavých, netečným částicím, se vědcům daří porovnat jadernou fúzi v dobách před 10 000 000 let a dnes. O stavu slunečního reaktoru v jeho minulosti k nám nesou informace fotony. O jeho stavu aktuálním pak neutrina. Výsledek měření je uklidňující - na termojaderné fúzi se v posledních milionech let nic nemění, je stabilní. 

Nejmarkantnějším znakem sluneční atmosféry je její granulace. Jednotlivé oblasti, s velikostí kolem 1000 km se pohybují rychlostí několika metrů za vteřinu. Horké „granule“ stoupají z konvekční zóny na povrch, tam se ochlazují a po několika minutách zase klesají zpátky.

Na samém slunečním okraji vládne teplota už jen 4300 stupňů Kelvina. Záření, které dosáhlo tohoto bodu, je už natolik pozměněno (termalizováno) neustálými srážkami s částicemi, pohlcováním a znovuvyzařováním, že opouští hvězdu ve viditelné části spektra.

Chronosféra

V chromosféře, další části sluneční atmosféry, se teplota znovu zvyšuje. 704 000 km od středu hvězdy už dosahuje 300 000 Kelvina. Chromosféra se dá nejlépe pozorovat během slunečního zatmění. Pozorovatele jistě uchvátí zajímavou hrou protuberancí a výronů hmoty. Mohou dosáhnout až výšky 100 000 km. Způsobují je změny v magnetickém poli Slunce.

Ve sluneční koróně, zářícím obalu hvězdy, dosahuje teplota 1 000 000 stupňů.

K tomu, aby byla hvězda stabilní, v ní musí existovat vnitřní rovnováha mezi vlastní gravitací a tlakem záření, které ve hvězdě vzniká. V opačném případě by musela explodovat nebo se zhroutit. V této rovnováze se nachází i naše Slunce.

Od doby svého vzniku spotřebovalo Slunce zhruba polovinu svého vodíkového paliva. Má tedy před sebou ještě 4 miliardy let klidného vývoje. Poté kvůli nedostatku paliva jeho termojaderná fúze částečně ustane. To donutí Slunce ke kolapsu své vnitřní části. Smrštění bude mít za následek další zvýšení vnitřní teploty a zážeh dalšího druhu jaderné fúze, ve které tentokrát bude spalovat „popel“ dřívější termonukleární fúze – helium.

Toto zvýšení teploty bude  mít ale pro naši planetu dalekosáhlé následky. Donutí expandovat vnější obaly Slunce. Jeho povrch dosáhne pravděpodobně až mezi dráhu Venuše a Země. Slunce se stane rudým obrem a pohltí většinu svých vnitřních, kamenných planet. Tímto definitivně zanikne Merkur, Venuse a nejspíše i naše Země.

Četli jste pozorně? Malá hádanka.

Slunce je obří plynovou koulí. Je tedy teoreticky možné (za předpokladu, že máme ochranu před vysokou teplotou a zářením, které v něm panují) Sluncem proletět.

Co bychom viděli, kdybychom sedli do hypotetické rakety a ponořili se do Slunce?

(Moje odpověď v diskuzi, těším se na tu vaši.)

Zdroje: www.wikipedia.org (různé), www.spekrum.de (různé), www.astronomie.de (různé), Max Planck Forschung 2008/1, Data satelitu SOHO, Borexino Collaboration: "Observation of the neutrinos from primary proton­proton fusion in the sun" Nature, 28 August 2014, 2014­04­05260C DOI: 10.1038/nature13702