Slnko

Slnko

Úvod

Všetko živé na tomto svete sa s ním stretlo. Jeho energia umožňuje existenciu života na planéte zvanej Zem. Jeho žiarenie nám dáva svetlo a teplo, podmieňuje rast rastlín a živočíchov. Jeho gravitačná sila drží vo svojej moci v správnej vzdialenosti Zem pri jej obehu okolo neho. Meno tohto objektu je Slnko.

Naša najbližšia hviezda, centrálne teleso slnečnej sústavy, ktorá svojou gravitáciou a energiou ovplyvňuje všetko dianie v slnečnej sústave, obrovskom priestore, ktorý ho obklopuje. A pritom je Slnko obyčajnou hviezdou z viac ako 200 miliárd hviezd, ktoré tvoria našu Galaxiu. Nie je to hviezda ani najväčšia, ani najmenšia, ani najstaršia, ani najmladšia, skrátka je to normálna hviezda, obrovská žeravá guľa žiariaceho plynu. 

Ľudia si Slnko uctievali od nepamäti. Stavali mu chrámy, skladali ódy a hymny, prinášali mu rôzne obete, vrátane ľudí. Slnko bolo pre ľudí božstvom, ktorému sa bolo potrebné klaňať. no jeho dlhodobý výskum pomocou zložitých experimentov nám dnes poskytuje celkom reálny obraz.aj keď je Slnko v očiach obyčajného smrteľníka nepredstaviteľne veľké a hmotné, malo svoj počiatok a bude mať aj svoj koniec ako každá vec vo vesmíre.

Našim cieľom tohto projektu je predstaviť Vám, laickej verejnosti Slnko tak, ako ho poznáme dnes. Bez okrás, bez záhad a bez veľkej matematiky, veď ako povedal grécky filozof Anaxagoras, Slnko je kopa horiaceho kameňa, o málo väčšia ako Grécko.

1. Základné údaje o Slnku

Umiestnenie a zaradenie Slnka

Slnko je pravá hviezda čiže žeravá guľa žiariaceho plynu. Nachádza sa v ramene Orióna, teda v jednom z ramien Galaxie.

Od jadra Galaxie je Slnko vzdialené 30tisíc svetelných rokov. Slnko obieha okolo jadra Galaxie a jedna otočka mu trvá 200miliónov rokov. Slnko patrí medzi žlto-oranžové hviezdy spektrálneho typu G2.

Povrchová teplota

Povrchová teplota Slnka je v priemere 6000°C. Slnečné škvrny sú oblasti s relatívne nižšou teplotou, zatiaľ čo slnečné erupcie sú horúcejšie.

Hmotnosť a hustota Slnka

Slnko obsahuje 99,86% všetkej hmoty Slnečnej sústavy a váži toľko ako 332 950 zemegúľ. Hlboko v jadre je hmota podľa prepočtov viac ako 12krát hustejšia ako olovo, aj keď je stále v plazmatickom stave. Stredná hustota Slnka je iba okolo 1,4násobok hustoty vody–1 408kg.m-3.

Veľkosť Slnka

Veľkosť Slnka nie je stála. Slnečný priemer priemer sa scvrkáva o meter každú hodinu. Ak táto aktivita pokračovala počas posledného storočia, Slnko ktoré môžeme vidieť teraz je takmer o 800km v priemere menšie ako to, ktoré mohli vidieť naši starí rodičia. Podľa teórie by sťahovanie Slnka mohlo byť prejavom jednej z dlhodobých oscilácií, ktoré vyrovnávajú obrovský výdaj energie.

Slnko je teda také veľké, že by sa doň vmestilo viac než milión Zemí.
Zdanlivá uhlová veľkosť Slnka, ako ho vidíme zo Zeme, je približne pol uhlového stupňa. Pretože planéty obiehajú okolo Slnka v rôznych vzdialenostiach, zdanlivá veľkosť Slnka je na ich oblohách značne odlišná od pozemskej. Vek Slnka sa odhaduje na 4.6miliardy rokov.

Energia Slnka

Slnko sa skladá prevažne z vodíka. Vodík pôsobí ako palivo pri vzniku energie, ktorá umožňuje Slnku žiariť. Energia sa vytvára hlboko vo vnútri Slnka. Odtiaľ sa pomaly dostáva na povrch, z ktorého v podobe svetla a tepla vyžaruje do okolia. Svetelný lúč k nám dopadne za necelých 9 minút. Cesta k nasledujúcej najbližšej hviezde by však trvala 4 roky a 3 mesiace.

2. Štruktúra Slnka

V tejto kapitole sa pokúsime uviesť popis štruktúry Slnka a na ňom pozorovaných útvarov tak, ako sa nám javia dnes, ak by sme postupovali z jadra Slnka smerom von k jeho povrchu. Na úvod sa ešte žiada povedať, že za hraničnú vrstvu Slnka sa považuje viditeľný povrch Slnka- fotosféra, ktorá oddeľuje neviditeľné zložky Slnka nachádzajúce sa za ňou: (jadro, oblasť žiarivej rovnováhy, styčná vrstva a konvektívna zóna), od viditeľných, ktoré sa nachádzajú nad ňou, a ktoré, ako hovoríme, sú atmosférou Slnka (fotosféra, chromosféra, prechodová oblasť a koróna).

2.1 Jadro

Je to centrálna oblasť Slnka, v ktorej prebiehajú termojadrové reakcie, pri ktorých sa ľahšie prvky premieňajú na ťažšie základnou reakciou v jadre Slnka je premena vodíka na hélium. Vodíkové jadrá(protóny) sa spájajú a vyzvárajú hélium pri teplote 14 000 000°C. Zrnko hmoty s takouto teplotou môže spáliť všetko naokolo do vzdialenosti niekoľkých km. Jadro zo 64% hélia je zahltené palivom z fazujúcich vodíkových jadier. Teplota v centrálnej 4asti jadra Slnka je 15miliónov K, a na okraji asi 7miliónov K. Pod fantastickým tlakom je každú sekundu premenených 4 100 000 ton hmoty na energiu. Tá v podobe prenikavých gamalúčov uniká k povrchu. Aj napriek veľmi vysokej hustote je celé Slnko v plynnom stave, bez ohľadu na to, či ide o zložky nad alebo pod jej fotosférou. Kým fyzikálne vlastnosti jadra sú dnes v celku známe, nie sme si istý tým, ako a akou rýchlosťou rotuje jeho jadro.

2.2 Oblasť žiarivej rovnováhy

Radiačná zóna je rozsiahla oblasť vysoko ionizovaného, veľmi hustého plynu, nepretržite bombardovaného gama lúčmi vznikajúcimi v jadre. Atómy sú do takej miery rozložené na jadrá a elektróny, že energia gama lúčov nemôže byť pohltená a prenesená vo forme prúdov hmoty smerom k povrchu. Miesto toho sú gama lúče neprestajne odrážané naokolo plynovými jadrami, opakovane absorbované a znovu vyžiarené v podobe menej energetických röntgenových a ultrafialových lúčov. V dôsledku tohto efektu môže trvať 10 miliónov rokov kým žiarenie prejde touto jednou zónou. Keby teda v tomto momente prestali prebiehať v strede Slnka jadrové reakcie naša hviezda by žiarila ešte asi milión rokov.

2.3 Styčná vrstva

Bola objavená len nedávno a predpokladá sa, že tu sa generuje magnetické pole Slnka tzv. magnetickým dynamom. Zmeny rýchlosti plynných prúdov v tejto vrstve vyťahujú siločiary magnetického poľa von, pričom ich môžu zosilňovať. V tejto vrstve nastáva zmena rotačnej rýchlosti a mali by v nej nastávať aj podstatné zmeny v chemickom zložení Slnka.

2.4 Konvektívna zóna

Je najvrchnejšou oblasťou vnútra Slnka. Teplota na dne tejto zóny je okolo 2mil.K. V konvektívnej zóne je plyn natoľko chladný a teplotný gradient je natoľko výrazný, že sa prúdenie hmoty prevláda nad žiarivou rovnováhou.

Plyn

je menej ionizovaný a tak dokáže pohltiť viac fotónov z radiačnej zóny. V masívnych konvektívnych stĺpoch plyny prenášajú energiu k fotosfére, viditeľnému povrchu Slnka. Vo fotosfére plyn odovzdáva energiu a nakoľko sa relatívne ochladí, klesá hlboko nižšie do konvektívnej zóny, aby sa proces mohol zopakovať. Vrchol konvektívnej zón vidíme ako jasné plôšky, granuly, ktorých stredný rozmer je asi 1000 km. Útvary väčších rozmerov, ktoré sa prípadne dajú priradiť k vrcholu konvektívnej zóny, dostali pomenovanie supergranuly.

Atmosféra Slnka

2.5 Fotosféra

Je priamo pozorovateľný slnečný povrch, teda vonkajšia vrstva, ktorá oddeľuje neviditeľné oblasti Slnka od viditeľných vrstiev. Je to vlastne veľmi tenká vrstva nad konvektívnou zónou. Jej hrúbka je asi 300km. Má teplotu na dolnej hranici okolo 6000K a na hornej hranici 4 300K. Z tejto tenkej vrstvy Slnka je vyžarované 99% žiarenia Slnka, známeho pod menom „biele svetlo“. Jej povrch je posiaty ohnivými búrkami s rozmermi hurikánov. V podobe týchto javov ako sú granulácia, supergranulácia a oscilácie sa pozoruje konvektívna zóna (aj vo forme slnečných škvŕn). Granule z konvektívnej zóny prinášajú energiu a vyžarujú ju v podobe viditeľného svetla a tepla. Fotosféra, ako všetky časti Slnka okrem jadra, je tvorená zo 75% vodíka, 24% hélia a iba 1% ostatných prvkov nachádzajúcich sa vo vesmíre.

Granulácia

Granule sú masívne bunky horúcich plynov po celom povrchu fotosféry okrem
škvŕn. Každá granula, takmer dvojnásobne väčšia ako pozemský hurikán, pomáha prenášať energiu z konvektívnej zóny von do priestoru. Nie sú stabilné, každá existuje iba 8-10 minút. Po tomto čase plyny tvoriace granuly ochladnú a začnú klesať nadol do hĺbky. Ich priemer je 1000 km. Granulácia alebo teda zrnitosť slnečného povrchu je vyvolaná ukončením konvektívnych prúdov vo fotosfére. Tieto granuly vlastne predstavujú vrchol týchto konvektných prúdov. Jednotlivé granuly sa zastavujú na dne fotosféry, rozťahujú sa po povrchu Slnka, vyžiaria svoju energiu a ochladnú.

Supergranulácia

Supergranuly predstavujú horizontálne toky plazmy a svoj pôvod majú hlboko v konvektívnej zóne. Ich životnosť je niekoľko dní a na rozdiel od granúl je ich priemer až 35tisíc km.Supergranulácia- takto označujeme systém veľkorozmerových útvarov. Vo vnútri supergranúl prebieha klasická granulácia. Na okraji supergranúl sa pozoruje zvýšená koncentrácia spikúl a v miestach, kde sa stretávajú hranice troch supergranúl, objavujú sa spravidla skupiny slnečných škvŕn. Na viditeľnom povrchu Slnka sa pozoruje okolo 2 500 supergranúl.

Obrie cely

Na základe Dopplerových pohybov sa nedávno ukázalo, že prenos horúcej plazmy z dna konvektívnej zóny sa deje cez granuly, supergranuly a obrie cely, s typickým rozmerom od 200-300 tisíc km. Voľným okom nie sú viditeľné. Ich prítomnosť sa zistila na základe merania rýchlosti radiálnych pohybov.

Fakula

Je jasná oblasť v hornej vrstve fotosféry, ktorá sa objaví o niekoľko hodín skôr ako samotná slnečná škvrna. Naopak to neplatí a fakuly sa pozorujú ešte niekoľko dní po zániku slnečnej škvrny.

Slnečné škvrny

Slnečné škvrny sú najznámejšie z hľadiska pozorovania, a preto boli ľudstvu známe už pred niekoľkými tisícročiami. Okrem iného nám poskytujú dôkaz diferenciálnej rotácií Slnka. Sú to relatívne chladné a tmavé miesta na slnečnom disku, značkujú nám slnečný povrch a vykazujú pravidelné otáčanie. Ich teplota je nižšia ako v okolitej fotosfére. Približne je to 4 500°C a keďže je na povrchu fotosféry, ktorej teplota je 6 000°C, zdajú sa byť tmavé.

Slnečné škvrny sa obyčajne vyskytujú vo dvojiciach s opačnou polaritou magnetického poľa. Ich veľkosť a vzhľad tvarov je veľmi rozdielny.
Počet slnečných škvŕn a ich polarita sa pravidelne mení v niekoľkých pravidelných cykloch. Vyvinutá škvrna sa skladá z horúcejšej penumbry obopínajúcej tmavšiu umbru.

2.6 Chromosféra

Je to stredná oblasť slnečnej atmosféry a je to polopriehľadná vrstva plynov pozorovateľná iba pri použití špeciálneho filtra alebo počas slnečného zatmenia. Teplota tu stúpa zo 6 000K do 20 000K a hustota klesá.
Chromosféra je zdrojom slnečných erupcií a protuberancií.
Pretože plyny tvoriace chromosféru sú veľmi riedke, nemôžeme určiť stálu
štruktúru. V chromosfére sa tiež pozorujú načervenalé, tenké, z fotosféry vystrykujúce útvary spikule. Meno chromosféra je z gréckeho slova „chromos“- farba, preto sa tiež nazýva „farebnou“ vrstvou. Chromosféra má načervenalý vzhľad najmä preto, že maximum jej žiarenia prichádza vo vodíkovej čiare H-alfa, ktorá sa nachádza v červenej oblasti spektra.

Spikula

Síce nie je súčasťou chromosféry, ale sa v nej pozoruje. Sú to vlastne plamene plynu, ktoré stúpajú a klesajú, pričom zasahujú až do koróny. Tieto spikule môžu existovať až 10 minút, dosahujúc rýchlosti do 20 kms-1. Sú roztrúsené okolo celého slnečného disku a prispievajú k prenosu hmoty z fotosféry do koróny. Predpokladá sa, že späť na slnečný povrch dopadá len 1/3 až ½ spikúl a zvyšok sa rozplýva v koróne. Prúdiac nahor do výšky 16 000km, spikule nevybuchujú náhodne. Skôr sa zoraďujú do sietí, mohutných supergranlovaných buniek s plazmou stúpajúcou uprostred a klesajúcou na vonkajších okrajoch.

2.7 Prechodná oblasť

Je veľmi tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje veľmi horúcu korónu od chladnejšej chromosféry. Teplo tečie z koróny do chromosféry a v tomto procese formuje túto tenkú vrstvu, kde sa teplota náhle mení z 1milion. K na asi 20 000K.

2.8 Koróna

Koróna je vonkajšia atmosféra Slnka a je ešte viac blízka vákuu ako chromosféra. Stotisíc krát menej jasná ako fotosféra koróna naozaj nie je sférická. Namiesto toho mení tvar s výtryskmi plynu zasahujúcimi až do vzdialenosti 10 slnečných polomerov. Slabé plyny ktorými je tvorená, viditeľné iba pomocou koronografu, alebo počas úplného slnečného zatmenia, sa tvarujú pozdĺž siločiar slnečného magnetického poľa. V polárnych oblastiach Slnka tak vznikajú koronálne diery, cez ktoré uniká rýchly slnečný vietor.

Na základe dlhodobých štúdií sa ukazuje, že poznáme minimálne 5 druhov žiarení, ktoré k nám z koróny prichádzajú:
K koróna- koróna spojitého spektra
F koróna- v jej spektre sa pozorujú tmavé absporčné čiary
E koróna- je vlastne svetlo koróny, ktoré vysielajú vysokoionizované prvky, napr. železo, vápnik, nikel a pod.
T koróna- je to pomerne nová zložka koróny, jej žiarenie je vyvolané reemisiou žiarenia fotosféry do infračervenej oblasti spektra
S koróna- sublimačná

Ohrievanie koróny

Zo 14 miliónov °C v slnečnom jadre postupne klesá teplota na 6 000°C vo fotosfére. V súlade s druhým termodynamickým zákonom „pri styku dvoch telies s rôznou teplotou, prechádza teplo z telesa s vyššou teplotou na teleso s nižšou teplotou.“– v súlade s týmto zákonom, podľa ktorého nemôže byť teplo vedené z chladnejšieho miesta na teplejšie, mala by teplota Slnka klesať aj ďalej za fotosféru. Ale vo vonkajších vrstvách Slnka sa vyskytuje záhada. V rozpore s 2. termodynamickým je chromosféra horúcejšia ako fotosféra a koróna je ešte horúcejšia ako chromosféra. Ako sa ohrievajú tieto vrchné vrstvy je zatiaľ záhada pre astronómov a fyzikov. Možným vysvetlením je prenos energie dynamickými, magnetickými poľami alebo akustickými vlnami.

Slnečný vietor

Je to permanentný tok nabitých častíc zo slnečnej koróny do medziplanetárneho priestoru ako dôsledok tepelnej expanzie koróny. Tok častíc slnečného vetra je plne kontrolovaný magnetickým poľom Slnka. Rýchlosť častíc v slnečnom vetre sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity a v priemere dosahuje rýchlosť okolo 500kms-1. Slnečným vetrom sa každú hodinu vydáva 3 000ton hmoty do vesmíru. Preto aj vďaka nemu zažívame zviazanosť so Slnkom. Iba nedávno sa začali oceňovať jeho účinky. Napríklad sa dá v blízkej budúcnosti využiť na poháňanie slnečných plachetníc, podobne ako využívame na Zemi vietor na pohon lodí.

3. Slnečná aktivita

Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne nad ním. Ich následkom dochádza k zmene elektromagnetického žiarenia a takmer v celom jeho rozsahu a vyvrhovaniu vysokoenergetických častíc, ktorých efekt sa premieta nielen na samom Slnku, ale aj v celej slnečnej sústave, vrátane našej Zeme, biosféry a života v nej.

3.1 Erupcia

Erupciu vnímame ako samostatný úkaz, ktorý nepatrí iba do chromosféry, ale sa v nej pozoruje podobne ako v slnečnej koróne, fotosfére a podľa najnovších výskumov aj tesne pod fotosférou. Slnečné erupcie môžeme pozorovať ako fantastické záblesky svetla na povrchu Slnka, trvajúce od niekoľkých minút po mnoho hodín. Je to vlastne náhle uvoľnenie energie v malom objeme z aktívnej oblasti. Sú viazané s aktivitou slnečných škvŕn a veľmi silným magnetickým poľom. Erupcia 10krát jasnejšia ako normálny slnečný povrch môže uvoľniť energiu rovnú viac ako miliarde vodíkových bômb. Naviac, chŕlia značné množstvo jadrových častíc do priestoru. Tieto častice vytvárajú farebné žiary nad zemskými polárnymi oblasťami. Počas pomerne silnej erupcie môžu byť narušené rádiové a iné elektrické prenosy.

3.2 Protuberancia

Je ďalšou samostatnou zložkou, ktorá sa pozoruje v chromosfére a koróne. Definujeme ju ako hustý, chladný objekt, prevažne vodíkovej plazmy v horúcej slnečnej koróne alebo v chromosfére.
Protuberanie sú masívne výtrisky tejto plazmy odvrhované zo slnečného povrchu. Majú rôzny vzhľad, veľkosť, intenzitu, štruktúru a životnosť. Spravidla ich delíme na pokojné a aktívne. V dôsledku zložitosti sprievodných magnetických polí sa môžu vyvinúť do polohy stĺpcov, oblúkov, alebo dokonca úplných slučiek. Pokojné protuberancie sú relatívne nevýrazné a môžu byť na slnečnom disku počas týždňov, bez toho aby upútali našu pozornosť. Aktívne protuberancie sú omnoho prudšie. Môžu vytrysknúť zo Slnka rýchlosťami väčšími ako 1 600 000km/h a v priebehu hodín zaniknúť. Najväčšia zaznamenaná erupcia sa odohrala 4. júna 1946. V priebehu polhodiny sa natiahla v priestore na viac ako 400 000km. Potom letela vesmírom rýchlosťou takmer 750 000km/h a vzdialila sa na vzdialenosť 1,5milióna km od Slnka.

3.3 11. ročný cyklus slnečných škvŕn

Najvýraznejšie zmeny počtu škvŕn na Slnku sa prejavujú pravidelne približne každých 11 rokov. Táto dĺžka slnečného cyklu má asymetrický tvar. Nábeh cyklu od minima do maxima je do 4 rokov, od maxima k minimu je dlhší, okolo 7 rokov. Dĺžka cyklu sa môže meniť od 8 do 15 rokov. Výskyt slnečných škvŕn ako aj ostatnej aktivity na Slnku je podmienený existenciou lokálnych magnetických polí na Slnku.

Prvý si túto pravidelnosť zmien v počte škvŕn všimol Heinrich Samuel Schwabe (1789-1875) v 19. storočí. Neskorším štúdiom historických materiálov sa podarilo presne zrekonštruovať zmeny počtu škvŕn na Slnku spätne do polovice 18. storočia a štúdiom ľadovcov, letokruhov stromov, alebo koralov sa podarilo odhadnúť zmeny slnečnej činnosti za posledných niekoľko tisícročí.
počet škvŕn na Slnku sa udáva pomocou relatívneho čísla (R). Toto vyjadrenie aktivity Slnka zaviedol RUDOLF WOLF (1816 - 1893), riaditeľ hvezdárne v Curichu, preto sa často nazýva Wolfovo číslo. Určuje sa s počtu skupín škvŕn (G) a celkového počtu škvŕn (F) práve viditeľných na povrchu Slnka podľa vzorca:
R = 10*G + F
Maunderovo minimum
Prvé pokusy vypátrať slnečnú aktivitu ďalej do minulosti pred rokom 1716 boli sprvu neúspešné, pretože aj keď boli k dispozícií historické pramene, dávali príliš malé počty škvŕn, takže boli považované za nevierohodné. Až anglický fyzik EDWARD WALTER MAUNDER (1851 - 1928) predložil myšlienku, že záznamy nie sú chybné a že v druhej polovici XVII. storočia sa na Slnku škvrny naozaj nevyskytovali. Stále väčšie množstvo nepriamych dôkazov podporuje túto teóriu, napríklad spomínaný prieskum usadenín v ľadovcoch, letokruhy stromov či koraly, tiež absencia kronikárskych záznamov o pozorovaní polárnych žiar a pod. S Maunderovmu minimu dobre zodpovedá významná zmena klímy v Európe. Toto podstatné ochladenie sa niekedy nazýva malá doba ľadová. Niektorý historici dávajú tento jav do súvislosti s obdobím vojen, ktoré sa rozpútali aj kvôli všeobecnému nedostatku a chudobe prameniacim zo zmeny klímy.

Motýľkový diagram

Škvrny na Slnku sa objavujú iba v istých oblastiach slnečnej fotosféry. Najčastejšie sa vyskytujú v pásoch medzi 40° severnej a južnej heliografickej šírky, v oblasti nazývanej Kráľovské pásmo. V oblasti rovníka sa vyskytujú iba zriedkavo a na póloch vôbec nie. Amatérsky astronóm RICHARD CHRISTOPHER CARRINGTON (1826 - 1875) zistil pri svedomitom zakresľovaní polôh slnečných škvŕn, že ich poloha sa v priebehu cyklu významne mení. Po skončení jedného cyklu sa začnú objavovať prvé škvrny približne na 30° severnej aj južnej heliografickej šírky a v priebehu cyklu ich postupne pribúda a presúvajú sa až približne na 15°. Následne ich počet postupne klesá a škvrny sa ďalej presúvajú k rovníku, kde sa nakoniec vytratia a začne sa nový cyklus. Keď si počet škvŕn v jednotlivých heliografických šírkach vynesieme do grafu, dostaneme obrazec priliehavo pomenovaný Motýľkový diagram. Odtieň bodov v grafe značí plochu, akú škvrna zaberala na disku Slnka. Čím svetlejšia farba, tým väčšie škvrny.

4. Magnetické polia na Slnku

Magnetické pole podľa dnešných predstáv má svoj pôvod v základni konvektívnej zóny a možno až v styčnej vrstve, teda v hĺbke asi 200tisíc km pod fotosférou. Tam začína konvekcia. Konvektívne prúdu plazmy pod fotosférou pri svojom stúpaní smerom hore vytvárajú veľmi silné elektrické prúdy. Elektrické prúdy sa priamo na Slnku pozorovať a merať nedajú, ale vieme, že akýkoľvek elektrický prúd je doprevádzaný magnetickým poľom a magnetické pole sa na povrchu Slnka merať dá. Magnetické siločiary sú z konvektívnej zóny konvektívnymi prúdmi vynášané smerom k povrchu a ďalej do atmosféry a slnečným vetrom až do heliopauzy.

4.1 Diferenciálna rotácia

Naša Zem je pevné teleso a rotuje ako pevné teleso. Na rovníku sa otočí rovnako rýchlo ako na póloch. Na Slnku to tak nie je. Slnko je plynné teleso, od jeho extrémne riedkej atmosféry po veľmi husté jadro. Keďže je Slnko plynné teleso, niektoré jeho časti rotujú rýchlejšie, kým iné časti Slnka rotujú pomalšie. Rovníkové oblasti Slnka sa otočia okolo svojej osi približne raz za 25 dní, kým oblasti v okolí pólov raz za 30 dní. Rýchlosť rotácie teda klesá smerom od rovníka k pólom. Takýto spôsob rotácie sa nazýva diferenciálna rotácia. Tento rozdiel v otáčaní vytvára šmýkanie, alebo posúvanie jednotlivých vrstiev a spôsobuje zauzľovanie magnetických polí. Zrejme tento efekt sa podieľa na vzniku slnečných škvŕn.Treba spomenúť, že Slnko má svoj rovník sklonený k eliptike približne o 7°.

4.2 22 ročný magnetický cyklus

V roku 1913 sme zistili ďalšie pravidlo výskytu slnečných škvŕn, predovšetkým vďaka americkému astronómovi GEORGE ELLERY HALEOVY (1868-1938). Slnečné škvrny sa väčšinou vyskytujú v pároch, jedna za druhou. Západná škvrna sa nazýva vedúca, východná následná. Vedúca škvrna má vždy opačnú polaritu, ako následná.

Ďalej platí, že všetky vedúce škvrny na jednej pologuli majú rovnakú polaritu a na južnej pologuli práve opačnú polaritu. Keď porovnáme magnetické pole škvŕn v dvoch nasledujúcich cykloch, zistíme, že sa zmenilo, takže každý druhý cyklus má Slnko rovnako orientované magnetické pole. Preto hovoríme o dvadsaťdvaročnom magnetickom cykle.

5. Zatmenie Slnka

Zatmenie Slnka patrí k nápadným, ale pomerne zriedkavým prírodným úkazom. Ľudia mu venovali veľkú pozornosť od najstarších čias. Historické záznamy svedčia o tom, že prinajmenej 2000 rokov pred n. l. naši predkovia poznali periodickosť zatmení a vedeli ich aj vopred predpovedať.

Zatmenie súvisí s pohybom Mesiaca okolo Zeme. Nastáva, keď Mesiac vojde z časti alebo celkom do spojnice Slnka a Zeme. Ak by sa Slnko, Zem a Mesiac pohybovali v jednej rovine, zatmenie Slnka by nastávalo pri každom nove. Mesiac sa však nepohybuje v rovine dráhy Zeme, alebo aspoň blízko nej.
Za zatmenie Slnka vďačíme podivuhodnej zhode okolností, ktorá sa v prírode občas vyskytuje. Hoci priemer Slnka je asi 400 ráz väčší ako priemer Mesiaca, obidve telesá vidíme na oblohe takmer rovnako veľké. Slnko je práve toľkokrát ďalej od nás ako Mesiac, koľkokrát je väčšie od Mesiaca. A tak nám v skutočnosti menší Mesiac môže zakryť omnoho väčšie Slnko.

Rotácia Zeme, jej pohyb okolo Slnka ako i pohyb Mesiaca okolo Zeme zapríčiňujú posun mesačného tieňa po zemskom povrchu od západu na východ rýchlosťou asi 0,6 km/s. Miesta, ktorými prechádza mesačný tieň nazývame pásom totality. Šírka pásu totality v najpriaznivejších geometrických podmienkach zatmenia nepresahuje 270 km.Zatmenie trvá najdlhšie na miestach v strede pásu totality. Maximálna dĺžka úplného zatmenia na jednom mieste môže byť najviac 7,5 minúty. Veľká väčšina zatmení trvá iba 1 až 4 minúty. Smerom k obidvom okrajom pásu totality sa trvanie úplného zatmenia skracuje. Doba, po ktorú Mesiac vrhá na Zem tieň, je pri každom zatmení iná, neprevyšuje však 6 hodín. V šírke niekoľko tisíc kilometrov okolo pásu totality môžeme pozorovať čiastočné zatmenie. Na danom mieste trvá maximálne 2,5 hodiny.

Slnečné zatmenia sa opakujú v perióde Saros, ktorej dĺžka je 18 rokov a 10 alebo 11 dní. Názov periódy pochádza od Chaldejcov a zachoval sa podnes. Počas Sarosa sa vystrieda do 45 slnečných zatmení. Z nich asi polovica je úplných alebo prstencovitých. V jednom roku môže byť maximálne päť a minimálne dve slnečné zatmenia. V priemere nastávajú dve úplné zatmenia počas troch rokov. Pretože však pás totality je veľmi úzky, pripadne jedno úplné zatmenie Slnka na určité miesto Zeme v priemere raz za 200 rokov. V strednej Európe dve posledné úplné zatmenia Slnka boli v roku 1706 a 1999. Nasledujúce bude v roku 2381.

Úplné zatmenie Slnka patrí medzi najvýraznejšie a súčasne aj medzi najveľkolepejšie prírodné úkazy. Začína čiastočným zatmením, pri ktorom Mesiac stále viac zakrýva kotúč Slnka. Intenzita vonkajšieho osvetlenia sa začína meniť, až keď mesačný kotúč zakrýva takmer celé Slnko. Nastáva rýchle stmievanie a pokles teploty. Počas úplného zatmenia Slnka je obloha dostatočne tmavá a vidieť na nej jasné hviezdy. Voľným okom vidíme okolo „čierneho Slnka“ tajomnú oceľovomodrú korónu. Za niekoľko minút vykukne žiarivý okraj Slnka. Šero rýchle ustupuje a teplota, ktorá v priebehu zatmenia poklesla niekedy i o viac ako 10°C, opäť začína stúpať. Úplné zatmenie Slnka nám poskytuje možnosť sledovať horné vrstvy slnečnej atmosféry, chromosféru a korónu, najmä jej menej jasnú časť, ktorú nemožno pozorovať korónografmi.

6. Život Slnka

Oblak

Pred viac ako piatimi miliardami rokov, oblak s ktorého sa zrodí naše Slnko existoval v tmavom tichu priestoru, ako už miliardy rokov predtým. Oblak bol gigantický, viac ako 480 miliárd kilometrov v priemere, tak veľký, že svetlo potrebovalo 50 rokov kým preletelo z jedného konca na druhý. Oblak nebol veľmi hustý, obsahoval menej ako sto atómov v každom kubickom centimetri priestoru. (Vzduch na úrovni morskej hladiny obsahuje cez 30 miliárd častíc v rovnakom objeme.)Napriek jeho nízkej hustote, oblak bol hmotný, tak hmotný, že vyvážil hmotu mnohých Slncí. A oblak bol studený. Chladený medzihviezdnym priestorom, jeho teplota bola -230 °C. Pri tak nízkej teplote takmer vôbec nevyžaroval. Tlak žiarenia bol tak nízky, že oblak bol vo veľmi krehkej rovnováhe, mohol sa buď rozplynúť, alebo zmrštiť. Znenazdania, vzruch zvonka spôsobil narušenie rovnováhy. A odvtedy, svojou vlastnou gravitáciou, sa oblak začal zmršťovať.

Globuly

O tisíce rokov neskôr sa v obrovskom kolabujúcom oblaku vytvorili náhodné zhustenia hmoty nazvané globuly. Ich teplota sa zvýšila, ale iba na stále studených -205 °C. Ešte stále nevyžarovali viditeľné svetlo a objavili sa iba ako veľmi tmavé zhusteniny na svetlejšom pozadí plynu a hviezd. Naša predslnečná globula bola stredne veľká. Stále však mala šírku viac ako 100 slnečných sústav. Globula sa naďalej zmršťovala.

Teraz globula obsahuje hmotu asi 25 sĺnk. Ale pretože je rozložená v tak veľkej oblasti, jej hustota je stále tak nízka, že by sme ju na Zemi označili ako vákuum. Vlastná gravitácia však trvale priťahovala hmotu do seba a miliardy a miliardy ton prachu a plynu pokračovali v zhlukovaní zo všetkých smerov smerom k stredu globuly. Tak teplota globuly stále stúpala. Čoskoro sa ohriala natoľko, že silno vyžarovala v infračervenom pásme...
 
Protohviezda

V priebehu 100 000 rokov sa globula zmrštila do milióntiny jej pôvodného objemu, stále však mala dvojnásobnú veľkosť ako Slnečná sústava. Jej jadro, zahriate zmršťovaním jej hmoty, vyžarovalo teraz dostatočné množstvo energie aby spomalilo kolaps. Jej jadro bolo stabilné a dobre ohraničené, preto sa to už nenazýva globula, ale protohviezda. Aj protohviezda sa naďalej zmršťovala. Teraz už postupuje vývoj protohviezdy relatívne rýchlo. V priebehu niekoľkých tisícov rokov skolabovala do priemeru menšieho ako dráha Marsu. Jej stredová teplota prevýšila 56 000 °C, pri ktorej sa oddeľujú elektróny od jadier atómov.S tak veľkým povrchom žiariacim pri teplote 1 650 °C vydávala protohviezda oveľa viac svetla ako Slnko. Ale červené svetlo vyžarované jej povrchom nepochádzalo z nukleárnej fúzie, ale iba z gravitačného zmršťovania, takže to zatiaľ nebola pravá hviezda. Aby sa mohol odohrať hviezdny zrod nášho Slnka, musela sa zmrštiť ešte oveľa viac.

Slnko

Nakoniec sa protohviezda zmrštila natoľko, že bola menšia ako zemská orbita, potom menšia ako orbita Venuše a Merkúra a potom ešte viac, až to prestala byť protohviezda. Niekde v týchto záverečných štádiách zmršťovania teplota v jadre vzrástla na mnoho miliónov stupňov, dostatočne na to aby sa začali vodíkové jadrá spájať na hélium. A tak sa zrodila hviezda, naše Slnko sa zrodilo. Keď jadrové reakcie začali vytvárať veľké množstvá energie bolo Slnko nestabilnou hviezdou, menilo teplotu a svietivosť vplyvom vznikajúcich masívnych a prudkých konvektívnych prúdov v plyne. Štruktúra Slnka sa ustálila v priebehu 25 až 30 miliónov rokov do podoby v ktorej svieti nejakých päť miliárd rokov dodnes.Odkedy sa Slnko stabilizovalo, neustále mierne zväčšuje svoju veľkosť a výkon. Tieto zmeny boli extrémne mierne a budú pokračovať aj v budúcnosti. Slnko má k dispozícii dostatok jadrového paliva v podobe vodíka, aby svietilo rovnomerne ešte ďalších päť miliárd rokov. Znamená to, že práve na Zemi prežívame stredný vek Slnka. Ale po desiatich miliardách rokov stability sa v Slnku začnú prudké a nezastaviteľné procesy, ktoré ohlásia nástup pokročilého veku a prípadnej smrti hviezdy. Nazrime preto päť miliárd rokov do budúcnosti.

Červený obor

O päť miliárd rokov sa všetok vodík v jadre Slnka premení na hélium a jadrová fúzia sa zastaví. Bez tepla z jadrovej fúzie začne jadro vlastnou váhou kolabovať. Ale čoskoro sa začne opäť premieňať gravitačná energia kolapsu na teplo, v skutočnosti viac tepla ako sa uvoľnilo pri fúzii. Teplo naviac spôsobí, že vonkajšie obálky sa začnú dramaticky vzdúvať ohlasujúc koniec dlhej stability Slnka. Slnko sa stalo červeným obrom.Rozpínanie bude pokračovať niekoľko stoviek miliónov rokov, počas ktorých Slnko zhltne planétu Merkúr. Zatiaľ čo jeho povrch ochladne, Slnko sa natoľko zväčší, že bude vydávať 500 krát viac svetla ako počas štádia stabilnej hviezdy. Venuša a Zem sa stanú neobývateľnými a pravdepodobne všetok zostávajúci život na našej planéte bude zničený. Ak do tej doby bude na Zemi existovať ľudstvo, budeme musieť natrvalo opustiť Zem a presťahovať sa k inej hviezde. Medzitým teplota v jadre Slnka presiahne 85 miliónov stupňov Celzia a začnú prebiehať nukleárne procesy približujúce prudkú smrť...

Teraz bude jadro dostatočne horúce, aby začalo reakciu, ktorá dáva ešte viac tepla, začne sa premieňať hélium na uhlík a kyslík. Ale na hélium bohaté jadro nedokáže odovzdávať teplo dostatočne rýchlo. V priebehu iba niekoľkých hodín sa prehreje a vybuchne. Vonkajšie obálky Slnka absorbujú výbuch, ale jadro zriedené explóziou opäť zníži svoju teplotu. Jadro bude príliš chladné na fúziu a nedokáže odolávať tlaku hmoty nad sebou. Opätovne sa zmrští. Slnko môže zopakovať tento cyklus mnoho krát. Sťah a nafúknutie, sťah a nafúknutie...

Nakoniec sa v jadre nahromadí dostatok uhlíka aby zabránil explózii. Teraz héliová fúzia pokračuje v zahrievaní vonkajších vrstiev a Slnko sa nafúkne posledný krát. Toto nafúknutie bude také veľké, že Slnko za 30 miliónov rokov zhltne Venušu a Zem. Potom budú vonkajšie obálky pokračovať v rozpínaní do priestoru, nakoniec tak rýchlo, že uniknú preč od Slnka. Až takmer polovica slnečnej hmoty bude odvrhnutá a nechá iba obnažené jadro. Teraz už veľmi
blízko jeho koncu sa jadro scvrkne a pokračuje v premieňaní hélia.

Biely trpaslík

Naša hviezda s vonkajšími obálkami uniknutými do priestoru nakoniec strávi všetko hélium v jeho jadre. Teraz bez paliva a neschopné vytvárať žiarenie, ktoré by podopieralo jeho vrchné oblasti, Slnko prehrá jeho dlhý boj s gravitáciou. Všetka zostávajúca hmota skolabuje do malého telesa s veľkosťou Zeme. Tak sa zo Slnka stane biely trpaslík, teleso tak husté, že čajová lyžička jeho hmoty by vážila vyše tony. Bez paliva na obnovenie jadrovej fúzie biely trpaslík ešte stále svieti, vyžaruje energiu z jeho kolapsu. Ale nakoniec sa aj táto energia minie a biely trpaslík začne chladnúť, začne hasnúť ako umierajúca svätojánska muška...

Čierny trpaslík

Ako budú posledné zvyšky Slnka chladnúť, bude vyžarovať žlté svetlo, potom červené svetlo, a potom vôbec žiadne svetlo. Jeho atómy budú natlačené tak tesne, ako je to len fyzikálne možné a už nebude možné ďalšie zmršťovanie. Bez ďalšej dostupnej energie (ani len gravitačnej energie), bude chladnúť ako veľká vyhorená pahreba veľkosti Zeme. Nakoniec ochladne na rovnakú teplotu ako vesmír naokolo a nebude vyžarovať nič. Na uhlík bohatý čierny trpaslík bude plávať vesmírom. Nebude javiť žiadne náznaky o jeho búrlivých začiatkoch, ani o jeho dlhom strednom veku, ani o jeho predsmrtných kŕčoch. Môže na jeho vesmírnych cestách stretnúť iný veľký oblak plynu.

Záver

Vzhľadom na to, že naše Slnko je iba jedna z miliárd a miliárd hviezd v neznámom vesmíre, no predsa by sme bez neho nemohli existovať, nebol by život na Zemi. Preto by bolo hambou, keby sme o tomto zdroji života nič nevedeli. Tak dúfame, že naše poznatky a nové informácie, Vám priniesli aspoň trochu bližší obraz z čoho sa skladá táto veľká žeravá guľa a ako to v nej všetko prebieha. Veď našu Zem už skoro celú poznáme, no na Slnku je stále čo objavovať. A ako povedal Eklesiastes: „Všetko čo bolo, bude znova. Všetko čo bolo urobené bude urobené znova. Nič nové nie je pod Slnkom.