Slnko

Radiačná zóna

Má teplotu 2 000 000 K až 7 000 000 K. Je to priestor medzi jadrom Slnka a styčnou vrstvou. Je tvorená slnečnou plazmou s hustotou je 20 g/cm3 v spodných vrstvách a asi 0,2 g/cm3 na hornej hranici. Teplota tejto vrstvy už nedostačuje na prebiehanie termojadrových reakcií. Všetka energia vznikajúca v jadre sa cez túto oblasť prenáša žiarením. Vzhľadom na veľkú hustotu prostredia a neustále pohlcovanie fotónov sa žiarenie pohybuje smerom k povrchu len veľmi pomaly. Zároveň klesá jeho vlnová dĺžka. Energia, ktorú tieto fotóny klesaním vlnovej dĺžky strácajú, sa mení na tepelnú energiu častíc vrstvy žiarivej rovnováhy.

 

 

Tachoklína

je medzivrstva. Táto pomerne tenká vrstva bola objavená meraniami družice SOHO. Predpokladá sa, že tu sa generuje magnetické pole Slnka. Dochádza tu tiež k zmene rýchlosti prúdov plazmy a zmene rotačnej rýchlosti.
Konvektívna zóna je najvrchnejšia časť vnútra Slnka a začína asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka. Tak ďaleko od jadra sa už prenos tepla žiarením stáva málo účinným, pretože niektoré ióny sú vďaka nízkej teplote schopné fotóny pohltiť a neemitovať ich ďalej. Zahriata hmota spôsobuje v slnečnej plazme turbulenciu a ďalší prenos energie sa preto deje prúdením – konvekciou. Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína. Vrcholky výstupných prúdov z konvektívnej zóny možno pozorovať vo fotosfére ako granuly a supergranuly. Táto časť Slnka má teplotu 2 000 000 až 6 000 K.

 

 

Fotosféra

je viditeľný povrch Slnka, na ktorom sa zjavujú tmavé miesta – slnečné škvrny alebo naopak jasné fakulové polia. Má hustotu 1023 častíc/m3. Teplota je asi 5 700 K. Fotosféra je najchladnejšia časť Slnka. Jej hrúbka je asi 200 až 300 km. Na povrchu Slnka je pozorované veľké množstvo vertikálnych pohybov. Celú fotosféru pokrývajú slnečné granuly – stúpajúce a klesajúce plazmové útvary s veľkosťou asi 1 000 km. Ich predĺžením vznikajú spikuly, niekoľko tisíc kilometrov vysoké plazmové útvary zasahujúce až do chromosféry. Ďalšie vertikálne pohyby sa nazývajú supergranulácie, obrie cely a slnečné oscilácie. Slnečné oscilácie vznikajú vďaka zvukovým vlnám v konvektívnej vrstve Slnka. Ich skúmaním sa zaoberá helioseizmológia.

 

 

Chromosféra

je vrstva silno ionizovaného plynu (plazmy) hrubá asi 15 000 km. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz. Červenkastá farba je spôsobená tým, že maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare H-alfa, čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Má hustotu plynu 10−15 g/cm3. Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 300 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).

 

 

 

 

Prechodová oblasť

(v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry. Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou). Táto vrstva sa skúma hlavne v ultrafialovej časti spektra. Z pozorovaní vyplýva, že prechodová vrstva je skôr obálkou okolo nehomogenít, ako napr. spikuly, ako súvislou vrstvou. Jej priemerná výška nad pokojnými oblasťami Slnka je okolo 1 700 km ± 800 km.[5]
Protuberancia na okraji slnečného disku
Koróna je hrubá 15 000 km až 1 alebo 2 milióny km. Je to najvrchnejšia a najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Možno ju pozorovať počas úplných zatmení Slnka alebo pomocou koronografu. Jej teplota dosahuje 1 000 000 K, čiže je asi stokrát teplejšia než fotosféra. Príčina vysokej teploty koróny dodnes nie je uspokojivo vysvetlená.
Je extrémne riedka, jej hustota dosahuje len 1011 častíc/m3. Aj v koróne sa vyskytujú erupcie a protuberancie. Rozpínaním koróny do okolitého priestoru vzniká slnečný vietor. Prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna Kelvinov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére, je práve prechodová oblasť. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných erupciách. Náhle úniky hmoty sa nazývajú výrony koronálnej hmoty alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). V užšom zmysle siaha koróna do vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov, v širšom zmysle za vrchnú časť koróny možno považovať celú oblasť, kam siaha slnečný vietor, až po heliopauzu.

Zdroj: sk.wikipedia.org