Elementy dráhy

Střední vzdálenost od středu Mléčné dráhy 2,5×10na17tou km (26 000 světelných let) Galaktická perioda (oběžná doba) 2,26×10na8mou let Orbitální rychlost 217 km/s

Fyzikální charakteristiky

Průměr 1 392 020 km (109 Zemí) Zploštění 9×10na−6tou Povrch 6,09×10na12tou km² (11 900 Zemí) Objem 1,41×10na18tou km³ (1 300 000 Zemí) Hmotnost 1,9891×10na30tou kg (332 950 Zemí) Hustota 1,408 g/cm³ Gravitace na povrchu 273,95 m/s2 (27,9 G) Úniková rychlost na povrchu 617,54 km/s Povrchová teplota 5 780 K (5507°C) Teplota koróny 5 MK (4 999 727°C) Teplota jádra 15,7 MK (15 699 727°C) Zářivý výkon (L☉) 3,827×1026 W Intenzita záření (I☉) 2,009×107 W sr−1.

*Watt, W je hlavní jednotka výkonu v SI. Jednotka je pojmenována podle skotského inženýra Jamese Watta. 1 watt je výkon, při němž se vykoná práce 1 joulu za 1 sekundu. Jedná se o výkon potřebný například pro zvedání tělesa o tíze 1 newton.

Charakteristiky rotace

Sklon 7,25° (k ekliptice) 67.23° (k rovině Mléčné dráhy) Rektascenze severního pólu 286,13° (19 h 4 min 31,2 s) Deklinace +23° 26' 21'' až −23° 26' 21'' Perioda rotace na rovníku 25,3800 dní (25 d 9 h 7 min 12,8 s) Rychlost rotace na rovníku 7 174 km/h

Složení fotosféry

Vodík 73,46 % Hélium 24,85 % Kyslík 0,77 % Uhlík 0,29 % Železo 0,16 % Neon 0,12 % Dusík 0,09 % Křemík 0,07 % Hořčík 0,05 % Síra 0,04 %

Struktura Slunce

Jednotlivé vrstvy Slunce Sluneční těleso spolu s atmosférou zvanou heliosféra se dělí na několik vrstev.

Jádro

Související informace naleznete také v článku Jádro Slunce. Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie. Jedná se o oblast, která sahá do vzdálenosti 175 000 km od středu. Teplota v jádru dosahuje 1,5×10na7mou K to je (15 699 727°C) a hustota plazmatu se zde pohybuje okolo 130 000 kg.m−3.

Termojaderná fúze

V tomto prostředí jsou již jednotlivé atomy rozloženy na volná jádra a elektrony, současně se vodík postupně a velmi pomalu mění na helium za uvolnění obrovského množství energie, tento proces se nazývá termojaderná fúze. Každou sekundu se při tom spálí 700 000 000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. Hustota výkonu Slunce je pouhých 0,19 mW.kg−1. Postupně přes několik mezistupňů v tzv. proton-protonovém cyklu dojde ke sloučení čtyř protonů v jednu částici alfa – jádra helia, přičemž dva z protonů se přemění na neutrony. Řetězec těchto reakcí produkuje mnoho energie ve formě fotonů tvrdého gama záření. Předpokládá se, že z 1 gramu vodíku vznikne hélium a současně i 1012 J energie ve formě fotonů. Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá podle různých odhadů od asi 17 tisíců po 50 miliónů let. Za tu dobu předají většinu své energie hmotě Slunce a stanou se z nich fotony o mnohem delších vlnových délkách, například fotony viditelného světla. Mnohem rychleji se k povrchu dostanou vzniklá neutrina, pro které hmota Slunce prakticky není překážkou.

Vrstva v zářivé rovnováze

Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km. Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru. Předpokládá se, že fotony touto vrstvou projdou přibližně za 100 000 let. Teplota se zde pohybuje v rozmezí 7 až 2 000 000 K, hustota dosahuje 20 g/cm3 ve spodních vrstvách a 0,2 g/cm3 ve svrchních.

Tachoklina

Jedná se o tenkou mezivrstvu, která byla objevena měřením americké družice SOHO. Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého magnetického pole Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmatu a rotační rychlost.

Konvektivní zóna

Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km je nejsvrchnější vrstva Slunce, která se podobá hrnci s vroucí vodou. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření málo účinný. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony pohlcovat a následně je neemitovat dále, čímž dochází k jejich absorpci. Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu, což způsobuje značné turbulence v této vrstvě a promíchávání materiálu. Hlavním přenosem tepla se tak stává proudění čili konvekce. Během konvekce se přenášené plazma rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možno v této zóně pozorovat jako granuly či supergranuly. Odhaduje se, že teplota se zde pohybuje od 2 000 000 do 6 000 K.

Fotosféra

Fotosféra je viditelný povrch Slunce, která se pozoruje jako sluneční kotouč viditelný ze Země. Při pozorování se jeví střed Slunce jasnější, než okraje, což je dáno tím, že na okrajích Slunce jsou pozorovány chladnější oblasti fotosféry. Ve fotosféře je možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny dosahující velikostí až 1 000 km (tzv. granulace). Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance. Předpokládá se, že její hustota se pohybuje okolo 10na23tí částic/m3 (či v jiném zápisu 3,5×10na−7mou do 4,5×10na−8mou g/cm3) při teplotě kolem 5 800 K. Fotosféra je tak nejchladnější oblastí Slunce. Její šířka je v rozmezí mezi 200 až 400 km. Typickým jevem ve fotosféře je přítomnost granulí, které jsou různá zrna s průměrem od 200 do 1 800 km. Jedná se o výstupné konvektivní proudy ze svrchních oblastí Slunce, které mají přibližně o 200 °C vyšší teplotu než okolní fotosféra.

Chromosféra

Chromosféra je vcelku tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300 000 K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3 000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6 000 K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu. Objevují se v ní chromosférické erupce. Je to vrstva silně ionizovaného plazmatu, která se rozkládá od 12 000 do 15 000 km. Jedná se o spodní část sluneční atmosféry, která je během zatmění Slunce viditelná jako načervenalý světelný úkaz. Tato červená barva je způsobena tím, že maximum jejího záření se nachází ve vodíkové čáře H-alfa, čemuž odpovídá vlnová délka světla 656,7 nanometrů. Hustota plazmatu se zde pohybuje okolo 10−15 g/cm3, což odpovídá přibližně hustotě částic 75 km nad povrchem Země.

Přechodová oblast

Přechodová oblast (některé zdroje jí samostatně nevyčleňují) je tenká nepravidelná vrstva sluneční atmosféry, které odděluje korónu od chladnější fotosféry. Teplota se zde náhle mění z 20 000 K (na hranici s chromosférou) až na teplotu 1 000 000 K (na hranici s korónou). Tato vrstva je pozorovatelná převážně přes ultrafialovou část spektra.

Koróna

Koróna nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy, ale někdy je udáváno, že končí ve vzdálenosti 1 až 2 000 000 km. Teplota v koróně o tří řády přesahuje teplotu na povrchu Slunce, pohybuje se mezi 1 000 000 K až 6 000 000 K. Příčinou je zřejmě ohřev pomocí Alfénových vln. Koróna je velice řídká (hustota částic se pohybuje okolo 10na11tou částic/m3) a normálně neviditelná, neboť je přezářena spodnější fotosférou; pozorovatelná je pouze při zatměních Slunce nebo pomocí koronografu. Také v koróně se vyskytují erupce a protuberance.

   Úvod
  Forum
  Polohy planet

  Slunce
  Merkur
  Venuse
  Zeme
  Mars
  Jupiter
  Saturn
  Uran
  Neptun
  Pluto