Encyklopedie vesmíru: Sluneční nitro

Dnes jsme tu opět s další částí encyklopedie vesmíru, ve které se podíváme na to, jak to chodí v nitru Slunce a hvězd jemu podobných. Samozřejmě opět nikterak podrobně, protože tak to u encyklopedií nechodí. Text byl tentokrát bez obrázků, tak jsem ho doplnil několika vybranými z internetu.

Model nitra Slunce
Model nitra Slunce

Sluneční nitro, nebo také nitro Slunce, je část Slunce pod viditelným povrchem (sluneční fotosférou), tvořená plazmatem. Poznání slunečního nitra. se opírá o výpočty vnitřní stavby hvězd na hlavní posloupnosti. Vypočtená stavba se nazývá model slunečního nitra. Přímá měření vlastností slunečního nitra se provádějí pomocí metody helioseizmologie. O nejhlubších vrstvách přinášejí informace tíhové vlny (anglicky gravity waves), které jsou zcela jiné povahy než gravitační vlny. Bezprostředním nositelem informací o slunečním nitru, kde probíhají termonukleární reakce, jsou sluneční neutrina. Nejvyšší část slunečního nitra, konvektivní vrstvu pod fotosférou, můžeme přímo pozorovat jako granule, supergranule a sluneční magnetismus.

Pohyby v konvektivní vrstvě (do hloubky 200 000 km pod fotosférou) jsou trojího druhu:

  1. Řez Sluncem
    Řez Sluncem

    Diferenciální rotace, která je způsobena tím, že v nižších heliografických šířkách se povrch Slunce otáčí rychleji (blízko rovníku za 25,5 dne) než ve vysokých šířkách v polárních oblastech (u pólů asi za 35 dnů). Podle helioseizmologických měření se tyto rozdíly udržují i v hloubce a mizí pod konvektivní vrstvou. Tam Slunce rotuje jako pevné těleso, a to přibližně stejně rychle jako ve fotosféře v šířkách kolem 30°.

  2. Poledníkové proudění pod povrchem směrem od rovníku k pólům. Teoreticky bylo předpovězeno už Chandrasekharem a potvrzeno helioseizmologií z družice SOHO jako „sluneční řeka”.
  3. V radiálním směru (ze spodu k povrchu) probíhá pohyb konvektivních cel o velikostech zhruba 1000 km, které se na povrchu objevují jako granule. Větší supergranule o rozměrech zhruba 30 000 km lze pozorovat v jemné struktuře chromosféry, zejména při kraji slunečního disku. Zatímco granule začínají v hloubce, kde se rekombinuje vodík, úpatí supergranulí se přisuzuje rekombinaci helia ještě ve větších hloubkách.

Uvolňování energie je ve Slunci soustředěno k jeho středu do míst s teplotou vyšší než 7 milionů °C. Termonukleárními reakcemi se v jeho středové oblasti přeměňuje každou sekundu 560 milionů tun vodíku v helium a uvolňuje se celkem 3,8 x 1026 W . Při tom se přes 4 miliony tun přemění (podle Einsteinovy rovnice) v záření. Tato přeměna hmoty v energii je velmi silně závislá na teplotě. Se vzdáleností od středu teplota klesá, a jakmile poklesne (ve vzdálenosti asi 10 000 km od středu) pod 7 milionů °C, přeměna vodíku v helium ustává. Nad touto hranicí se už žádná energie neuvolňuje. Středová oblast, v níž se uvolňuje termonukleámími rekcemi energie, se nazývá jádro Slunce. Zabírá pouze asi tři miliontiny objemu celého Slunce. Je to žhavá hustá koule o teplotě kolem 10 milionů °C a hustotě 100 krát větší než hustota vody. Jádro je složeno z protonů, alfa částic a elektronů, které se pohybují a srážejí rychlostmi stovek až tisíců kilometrů za sekundu. Jsou zde přítomny fotony uvolňovaného gamazáření a především tvrdého rentgenového záření.

Cesta fotonů k povrchu Slunce je velmi spletitá a ztrácí na energii
Cesta fotonů k povrchu Slunce je velmi spletitá a ztrácí na energii

Z jádra prosakuje záření nahoru směrem k povrchu. Fotony s energiemi kiloelektronvoltů až 0,5 MeV jsou rozptylovány na volných elektronech, pohlcovány, opět vyzařovány až do vzdálenosti 500 000 km od středu. Přitom jsou rozmělňovány tak, že z jednoho energetického fotonu vzniká několik fotonů o menší energii. Energie jednoho gamafotonu z jádra se nakonec rozmělní asi na 200 000 fotonů světelných a energie jednoho rentgenového fotonu asi na 1000 světelných fotonů. Těmto procesům (pohlcení fotonu, vyzáření, opětné pohlceni atd.) se říká přenos energie zářením a mohutná vrstva, kde přenos energie tímto způsobem probíhá (10 000-500 000 km od středu), se nazývá zářivá vrstva. Nad zářivou vrstvou, v hloubce kolem 200 000 km pod povrchem, se vyskytují ve větším počtu atomy s elektronovou slupkou a prosakování (difuze) fotonů je obtížné. Snazším a účinnějším způsobem přenosu energie se proto stává konvekce. Z hloubky 200 000 km až k povrchu energii přenášejí oblaky plazmatu, které stoupají rychlostí zlomku kilometru za sekundu. Konvektivní vrstva dosahuje až do fotosféry, kde pozorujeme vrcholy stoupajících oblaků jako granule a supergranule. Z fotosféry uniká energie jako fotony přímo do chladného okolního vesmíru.

Chemické složení slunečního nitra je stejné jako složení spektroskopicky měřené v atmosféře. Jen jádro, v němž probíhají termonukleámí reakce, má nadbytek helia, a to 80 x 1024 tun. Tolik „heliového popela” se vytvořilo v jádru Slunce od jeho zrodu. A protože se ho každou sekundu vytvoří 556 milionů tun, lze vypočítat, jak dlouho muselo Slunce zářit, aby vypočtený nadbytek vytvořilo. Je to 150 000 bilionů sekund, což je 5 miliard let. Připomeňme, že stáří nejstarších meteoritů (tzv. chondritů), určené radioaktivní metodou, je přes 4,6 miliard let.

Diagram nitra Slunce. V levé horní části je tok energie, v levé spodní je teplota, v pravé horní je rychlost rotace a vpravo dole je rozdělení hustoty v závislosti na vzdálenosti od středu Slunce.
Diagram nitra Slunce. V levé horní části je tok energie, v levé spodní je teplota, v pravé horní je rychlost rotace a vpravo dole je rozdělení hustoty v závislosti na vzdálenosti od středu Slunce.

Kniha: Velká encyklopedie vesmíru (2002)
Autor: doc. dr. Josip Kleczek, DrSc.

O Scimani 30 Článků
Zajímám se o astronomii a miluji sci-fi, především Hvězdnou bránu, Dark Matter, Hvězdné války, Mass Effect a další.