Vrstvy Slnka: Dôležité a jedinečné fakty
V strede našej slnečnej sústavy je Slnko, hviezda obklopená planétami a objektmi, ktoré okolo nej obiehajú. Slnko je horúca guľa žiariacich plynov tvorených vodíkom a héliom. Slnko je najväčším objektom našej slnečnej sústavy, pričom tvorí viac ako 99, 8% celkovej hmotnosti slnečnej sústavy, pričom Jupiter zaberá väčšinu zvyšku. Silná energia a teplo Slnka pomáha Zemi udržať život živočíšnych a rastlinných druhov. Slnko je tiež súčasťou miliárd hviezd roztrúsených po celej Galaxii Mliečna dráha. Priemerný priemer Slnka je 864 000 míľ, čo je približne 109-násobok veľkosti Zeme. Ak je veľkosť Zeme v porovnaní so Slnkom, Zem by bola veľkosťou amerického niklu so Slnkom veľkosti typických predných dverí. Doba rotácie Slnka na rovníku je okolo 27 dní a doba rotácie v póloch je okolo 36 dní. Podľa správy NASA, teplota v jadre Slnka je zhruba 27 miliónov stupňov Fahrenheita a jeho povrchová teplota je 10 000 stupňov Celzia.
vrstvy
Slnko má sedem vnútorných a vonkajších vrstiev. Vnútorné vrstvy sú jadro, radiačná zóna a konvekčná zóna, zatiaľ čo vonkajšie vrstvy sú fotosféra, chromosféra, prechodová oblasť a koróna.
Vonkajšie vrstvy
Photosphere: Toto je najhlbšia vrstva Slnka a vrstva viditeľná pre ľudské oči priamo zo Zeme. Nazýva sa aj slnečná plocha. Veľká časť tejto vrstvy je pokrytá granuláciou spôsobenou prebublávajúcim plynom v konvekčnej vrstve a slnečnými škvrnami spôsobenými silnými magnetickými poliami. Granulácia Slnka je zrnitý vzhľad vo fotosfére, čo má za následok vznik jasných buniek s tmavými okrajmi. Teplota fotosféry sa pohybuje od približne 6500 stupňov Kelvina v spodnej časti až po 4000 stupňov Kelvina na vrchol.
Chromosphere: Táto vrstva Slnka sa nachádza medzi 250 míľ a 1300 míľ nad fotosférou. Chromosféra má teploty okolo 4000 stupňov Kelvin na základni a 8000 stupňov Kelvin na vrchole. Výsledkom je, že v tejto vrstve a ďalších vyšších vrstvách Slnka sa teplota zvyšuje, ak sa človek odchyľuje od Slnka, na rozdiel od nižších vrstiev, kde sa zvyšuje, ak sa človek dostane bližšie k centru Slnka, podľa výskumu NASA.
Prechodová oblasť: Táto vrstva je veľmi tenká s veľkosťou asi 60 míľ a je zastrčená uprostred koróny a chromosféry. Vo vrstve prechodovej oblasti teplota prudko stúpa z približne 8000 na 500 000 stupňov Kelvin. Vedci ešte nie sú schopní zistiť, prečo k tomuto prudkému nárastu teploty dochádza.
Corona: Táto vrstva je najvzdialenejšou vrstvou Slnka. Začína približne 1300 míľ nad fotosférou a nemá hornú hranicu. Jeho teplota je medzi 500 000 stupňov Kelvina až 1 milión stupňov Kelvina. Korónu nie je možné pozorovať holýma očami, ale počas úplného zatmenia Slnka je možné na jej zobrazenie použiť teleskopický koronograf.
Vnútorné vrstvy
Jadro: Jadro je stredná oblasť Slnka, kde je energia generovaná termonukleárnymi reakciami, ktoré vytvárajú extrémne teploty okolo 15 miliónov stupňov Celzia. Tieto jadrové reakcie využívajú vodík na výrobu hélia. Výsledkom je uvoľnenie energie, ktorá ponecháva povrch Slnka ako svetla a tepla, ktoré prijímame na Zemi, podľa štúdií NASA. Jadro siaha približne do jednej štvrtiny cesty od centra Slnka.
Radiačná zóna: Táto zóna je uprostred jadra a konvekčných zón a je to približne 70 percent polomeru Slnka. Energia produkovaná jadrovou fúziou v jadre sa plynule pohybuje smerom von ako elektromagnetické žiarenie, pričom vyžaruje 170 000 rokov vyžarovaním cez zónu žiarenia. V tejto zóne je energia prenášaná smerom von cez žiarenie pomocou fotónových nosičov v procese, kde mnohokrát prechádza cez kľukaté cesty.
Konvekčná zóna: Táto vrstva Slnka je nad radiačnou zónou a je vonkajšou najvzdialenejšou vrstvou vnútra Slnka. Rozprestiera sa od hĺbky približne 200 000 kilometrov až po viditeľný povrch. Teploty v spodnej časti konvekčnej zóny sú asi 2 milióny stupňov Celzia. Energia sa pohybuje smerom k povrchu Slnka cez konvekčné prúdy ohriateho a ochladeného plynu. Toto sa stane, keď sa hustota zónovej zóny dostane dostatočne nízka a energia z jadra vo forme svetla sa premení na teplo. Teplo z okraja radiačných zón stúpa dovtedy, kým sa dostatočne neschladí, aby klesla dolu. Tento vzorec ohrievaného materiálu stúpa a chladí sa v konvekčných zónach buniek. Tieto turbulentné pohyby spôsobujú granuláciu alebo supergranuláciu, ktorá je viditeľná na povrchu Slnka.
