Sluneční nitro
Z Wikina
Sluneční nitro (nitro Slunce) je část Slunce pod viditelným povrchem (sluneční fotosférou), tvořené plazmatem.
Obsah |
Charakteristika
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 (gravity waves). 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 granulace, supergranulace a sluneční magnetismus.
Nejdůležitější poznatky o pohybech, zářivosti, teplotách, hustotách a chemickém složení jsou znázorněny na obr. XX.
Pohyby v konvektivní vrstvě
Pohyby v konvektivní vrstvě (do hloubky 200 000 km pod fotosférou) jsou trojího druhu:
- Diferenciální rotace, která je způsobena tím, že v nižších heliografických šířkách se povrch Slunce otáčí rychleji (blízko rovníku 25,5 dne) než ve vysokých šířkách v polárních oblastech (u pólů asi 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°.
- Poledníkové proudění pod povrchem směrem od rovníku k pólům. Teoreticky bylo předpovězeno už Chandrasekharem, potvrzeno helioseizmologií ze SOHO jako „sluneční řeka“.
- 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
Uvolňování energie je ve Slunci soustředěno k jeho středu do míst s teplotou vyšší než 7 mil. K. Termonukleárními reakcemi se v jeho středové oblasti přeměňuje každou sekundu 560 mil. t vodíku v helium a uvolňuje se celkem 3,8 × 1026 W. Při tom se přes 4 mil. t 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 mil. K, přeměna vodíku v helium přestává. Nad touto hranicí se už žádná energie neuvolňuje.
Středová oblast
Středová oblast, v níž se uvolňuje termonukleárními rekcemi energie, se nazývá jádro Slunce. Zabírá pouze asi miliontinu objemu celého Slunce. Je to žhavá hustá koule o teplotě kolem 10 mil. K a hustotě 100× větší než hustota vody. 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 gama-záření a především tvrdého rentgenového záření. 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 gama-fotonu z jádra se nakonec rozmělní asi na 200 000 fotonů světelných a jednoho rentgenového fotonu asi na 1000 světelných fotonů. Těmto procesům 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 obtížná. Snazším a účinnějším způsobem přenosu energie se proto stává konvekce (viz Schwarzschildovo kritérium). Z hloubky 200 000 km až k povrchu energii přenášejí oblaky plazmatu, které stoupají rychlostí zlomku km s–1. 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 prostoru.
Chemické složení
Chemické složení slunečního nitra je stejné jako složení spektroskopicky měřené v atmosféře. Jen jádro, v němž probíhají termonukleární reakce, má nadbytek helia, a to 80 × 1024 t. Tolik „heliového popela“ se vytvořilo v jádru Slunce od jeho zrodu. A protože se ho každou sekundu vytvoří 556 mil. t, lze vypočítat, jak dlouho muselo Slunce zářit, aby vypočtený nadbytek vytvořilo. Je to 150 000 bil. s, což je přibližně 5 mld. let. Připomeňme si, že stáří nejstarších meteoritů (tzv. chondritů), určené radioaktivní metodou, je přes 4,6 mld. let.
