Než energie ze slunečního jádra doputuje k povrchu, trvá to až 100 000 let
VESMÍRNÝ PROSTOR
Slunce Slunce je naše nejbližší hvězda – ohromná koule složená převážně z plynného vodíku a helia, která vydává zářivé světlo díky jaderné fúzi ve svém jádru. Vlivem cyklických změn se vzhled Slunce z roku na rok mění, zatímco elektromagnetické záření šířící se z jeho povrchu (viz str. 188) spolu s proudy částic ovlivňuje celou Sluneční soustavu.
2 % ostatních prvků
Slunce prochází 11letým cyklem aktivity, který ovlivňuje jak temné sluneční skvrny na povrchu, tak zářivé sluneční erupce v horní vrstvě atmosféry. Tento cyklus je řízen změnami slunečního magnetického pole.
27,4 % helia
70,6 % vodíku
Hmotnostní složení Převážná většina hmotnosti Slunce padá na vrub dvou nejlehčích prvků.
Zatmění Slunce K zatmění Slunce dochází, když náš Měsíc prochází před Sluncem. Protože orbita Měsíce je vůči dráze Země skloněná, nedochází k němu při každém novoluní. Objekty musí být přesně seřazeny, proto je každé zatmění viditelné jen na omezené části zemského povrchu. Měsíc začíná vstupovat mezi Zemi a Slunce
Slunce zcela překryté Měsícem
Sluneční cyklus
Tmavší umbra je chladnější, má 2 500 °C
Vnější penumbra může dosáhnout teploty 3 500 °C
Sluneční skvrny Skvrna AR1944, na snímku z ledna 2014, byla jednou z největších za posledních 9 let – Země slouží jako měřítko.
Úplné zatmění Během úplného zatmění Měsíc postupně zakrývá stále větší plochu Slunce, až ho nakonec překryje úplně až na 7 minut.
Během úplného zatmění se objeví sluneční koróna
Částečné zatmění Slunce lze pozorovat tam, kde na Zemi dopadá polostín Měsíce (penumbra)
Úplné zatmění Slunce lze pozorovat tam, kde na Zemi dopadá stín Měsíce (umbra)
Konec zatmění Strana Země odvrácená od Slunce je v temnotě
ZAČÁTEK ZATMĚNÍ
POSTUPUJÍCÍ ZATMĚNÍ
ÚPLNÉ ZATMĚNÍ
KONEC ZATMĚNÍ
USTUPUJÍCÍ ZATMĚNÍ
Sluneční vrstvy Strukturu Slunce tvoří vrstvy, v nichž dominují odlišné procesy. Energie vzniká v jádře a razí si cestu ven skrze vrstvu v zářivé rovnováze a konvektivní zónu. Fotosféra je viditelný povrch Slunce – vrstva, kde se sluneční plyn stává průhledným. Nad ní leží tenká vrstva zvaná chromosféra a ohromná vnější atmosféra neboli koróna. ZDROJ SLUNEČNÍ ENERGIE Teplota a tlak ve slunečním jádru jsou tak vysoké, že zde dochází k procesu, který se označuje jako jaderná fúze. Při ní se lehká jádra vodíku (elementární částice zvané protony) slučují v řadě reakcí (protonový cyklus), na jejímž konci se vytvoří jádro helia. Během tohoto procesu se uvolňují menší částice (pozitrony a neutrina) společně s energií ve formě gama-záření.
LEGENDA Jádro Zářivá rovnováha Konvektivní zóna
VZÁJEMNÉ POSTAVENÍ SLUNCE, MĚSÍCE A ZEMĚ BĚHEM ÚPLNÉHO ZATMĚNÍ (BEZ MĚŘÍTKA)
Typické rysy Slunce S použitím speciálních filtrů a fotoaparátů, které dokážou zaznamenat záření za hranicí viditelného světla, se na žhnoucím povrchu Slunce a nad ním objeví detaily, které leccos prozrazují o složité struktuře skryté pod fotosférou.
Fotosféra Chromosféra Koróna
Vrstvy nejsou v měřítku
Krátce trvající výtrysky plynu zvané spikule, 10 000 km vysoké, roztroušené po povrchu
Gama-záření Pozitron
Jádro vodíku (proton)
Uvolňování Neutron energie
Uvolňování energie
JADERNÁ FÚZE VE SLUNCI
20
Obří erupce plynu zvané protuberance visí nad povrchem jako korónové smyčky a mohou trvat dny nebo týdny
Jádro helia 3
Neutrino
Výtrysk korónové hmoty Když se smyčky magnetického pole vysoko ve vnější koróně Slunce vyruší, uvolní se obrovské množství energie a do vesmíru jsou rychlostí milionů kilometrů za hodinu vyvrhována ohromná mračna plynu.
viz též Hvězdy str. 22–25 ▶ Vesmír str. 30–33 ▶ Mise do Sluneční soustavy str. 38–39 ▶
Intenzivně zářící oblasti skvrnitého povrchu Slunce zvané fakule, spojené s výskytem slunečních skvrn