Sluneční nitro

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

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:

  1. 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°.
  2. Poledníkové proudění pod povrchem směrem od rovníku k pólům. Teoreticky bylo předpovězeno už Chandrasekharem, potvrzeno helioseizmologií ze 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

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.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]