Kdo se někdy nepodíval na oblohu a nepozoroval fascinovaně Slunce. Tento objekt na obloze nám dává spoustu věcí potřebných k životu, jako je světlo nebo teplo, a v přenesené podobě vlastně i skoro všechny další druhy energie. Velká řada způsobů, kterými získáváme na zemi energii, je původně energií sluneční. Slunce bylo navíc velmi důležité i z hlediska měření času, s čímž souvisí obživa lidstva. Není proto divu, že u řady kultur získalo Slunce náboženský význam. Ať už jde o starý Egypt, Řecko, Řím, Mezopotámii, Indii nebo mayskou kulturu, tam všude existovali sluneční bohové. My dnes víme, že Slunce je jen jednou z mnoha hvězd ve vesmíru a že jej ovládají čistě přírodní procesy. Naše vyprávění ale musíme začít právě v dávných dobách, kdy se odehrávaly první seriózní pokusy o pozorování Slunce.

Nejstarší pozorování

Slunce, jakožto nejjasnější objekt na obloze, je předmětem lidského pozorování a zkoumání již desítky tisíc let. Dlouho dobu je nicméně lidé považovali za božstvo. První vědecká měření pocházejí až z doby Babylonské říše. Tamní astronomové pozorovali, že se Slunce nepohybuje po obloze rovnoměrně, ale v určité části dráhy se pohybuje rychleji, jindy pomaleji. Nevěděli ovšem proč. Dnes víme, že je to kvůli tomu, že Země obíhá Slunce po eliptické dráze a v blízkosti perihelia je rychlejší.

Později přišel řecký filosof Anaxagoras s revoluční myšlenkou, že Slunce není božstvo, nýbrž rozžhavený kámen velký asi jako Peloponéský poloostrov. Domníval se také, že Měsíc nesvítí sám od sebe, ale odráží světlo Slunce. Jeho velikost odhadl sice nesprávně, ale udělal důležitý krok k poznání našeho světa, když vysvětlil Slunce jako přírodní jev, nikoliv boží moc. A mimochodem, poměr Slunce a Země odhadl správně, jen přesně naopak, když větší rozměr přisoudil Zemi.

O asi 250 let později odhadl Erathostenes vzdálenost Slunce a Země. Výsledná hodnota je dnes ale bohužel kvůli překladu nejednoznačná, může jít o něco mezi 755 000 kilometry až (téměř správně) 153 000 000 kilometry. Ptolemaios v prvním století našeho letopočtu odhadl tuto vzdálenost na 7,7 milionů kilometrů.

První heliocentrický model, kdy je uprostřed soustavy Slunce, kolem nějž obíhají všechny planety včetně Země, navrhovali dle pověsti Pythagorejci. To ovšem nebylo kvůli vědecké správnosti, nýbrž proto, že se jim tento model mnohem více zamlouval po estetické stránce. Prvním astronomem navrhujícím tento model z vědeckých důvodů byl ve 3. století před naším letopočtem Aristarchos ze Sámu. Jeho představu přijal a rozšířil Seleukos ze Seleukie.

Zatmění Slunce

Obzvláště důležitá byla historická pozorování zatmění Slunce. Ta nastávají, když Měsíc částečně nebo úplně překryje sluneční disk. Podle toho pak rozlišujeme zatmění částečná, úplná nebo prstencová. Zatmění Slunce v minulosti vyvolávala údiv i hrůzu. Každý, kdo je viděl naživo, zvláště pak to úplné, jistě potvrdí, že jde o velmi silný zážitek.

Zatmění Slunce jsou důležitá i pro historiky, neboť právě podle nich mohou datovat celou řadu významných událostí. Podle legendy nechal čínský král kolem roku 4 000 př. n. l. popravit astronomy Hsi a Ho, protože nedokázali zatmění Slunce předpovědět. První potvrzená pozorování zatmění jsou však o mnoho století mladší, jeho první zobrazení pochází z 12. století př. n. l. ze starého Egypta.

Řecký filosof Thalés z Milétu údajně předpověděl zatmění Slunce, které se odehrálo snad v roce 585 př. n. l. Ve 4. století př. n. l. to dokázal také čínský astronom Shi Shen. Později existovaly pokusy spojit zatmění Slunce s ukřižováním Ježíše nebo začátkem moru na britských ostrovech. Spolehlivá pozorování ale existují až z doby perských a arabských astronomů. Jimi už v podstatě začíná doba prvních vážnějších pokusů o průzkum Slunce.

Vědecká pozorování

Arabský astronom Al-Battání objevil, že místo na obloze, kde se Slunce pohybuje oproti stálicím nejpomaleji, se postupně posouvá. Dnes víme, že je to způsobeno postupným a pozvolným posunem afélia zemské oběžné dráhy. V roce 968 n. l. byla poprvé, v tehdy ještě byzantské Konstantinopoli, spatřena sluneční koróna. Roku 1 032 sledoval perský polyhistor Íbn Sína (též Avicenna) přechod Venuše přes sluneční kotouč. Z toho usoudil, že se Venuše nachází ke Slunci blíže než Země.

V Evropě přišly velké objevy s rozvojem moderní vědy v 17. století. Když Galileo Galilei poprvé obrátil teleskop k nebi, objevil celou řadu zajímavých a důležitých věcí, jednou z nich bylo i to, že se na Slunci nachází skvrny. Ve skutečnosti však tentýž jev pozorovali ve stejné době, nebo dokonce o něco dříve, i Angličan Thomas Harriot, Frísové Johannes a David Fabriciovi a Němec Christoph Schneider. V roce 1672 určili Giovanni Cassini a Jean Richter vzdálenost Slunce a Marsu, z čehož potom mohli odvodit, jak daleko od něj leží Země.

O něco dříve, v roce 1666 rozložil Isaac Newton sluneční světlo pomocí hranolu a zjistil, že se skládá z mnoha barev. Newtonův přítel Edmund Halley přesně předpověděl zatmění Slunce v roce 1715, které následně také pozoroval pomocí dalekohledu. Další významný průlom učinil německo-anglický astronom William Herschel, když v roce 1800 odhalil za červenou částí slunečního spektra další typ záření, které získalo název infračervené.

V polovině 19. století přišel obrovský pokrok s objevem spektroskopie. Německý vědec Joseph von Fraunhofer pozoroval ve spektru Slunce stovky absorpčních čar. Díky dalším pozorováním zatmění se zjistilo, že koróna náleží do sluneční atmosféry. V roce 1851 byla pořízena první fotografie slunečního zatmění. O 17 let později se díky spektroskopii konečně povedlo určit též chemické složení naší hvězdy.

Kde berou hvězdy energii?

Fyziky velmi zajímalo, odkud bere Slunce svou energii. William Thomson, známější jako Lord Kelvin, navrhl, že jde ve skutečnosti o postupně se ochlazující kapalné těleso. Posléze společně s Hermannem von Helmholtzem navrhli mechanismus gravitační kontrakce, jímž by Slunce mohlo energii uvolňovat. Jenže stáří Slunce by pak odpovídalo asi 20 milionům let, a v té době se už vědělo, že tomu tak být nemůže, protože Země je stará nejméně několik stovek milionů let.

První náznak správného řešení se objevil v roce 1904, když Ernest Rutherford navrhl, že by Slunce mohlo mít vnitřní zdroj energie. Považoval za něj radioaktivní rozpad. Důležité vodítko poskytl o rok později Albert Einstein svým objevem ekvivalence hmoty a energie. Počátkem 20. let minulého století pak přišel Arthur Eddington s myšlenkou fúzní reakce, při níž by docházelo ke slučování vodíku na helium.

Skutečnost, že ve Slunci, ale i v dalších hvězdách, skutečně převládá vodík, potvrdila britská astronomka Cecilia Payne-Gapochkin za pomoci ionizační teorie vyvinuté indickým fyzikem Meghnadem Sahou. Detaily ohledně fúzní reakce vypracovali ve 30. letech indicko-americký astrofyzik Subrahmanyan Chandrasekhar (Nobelova cena 1983) a německo-americký fyzik Hans Bethe (Nobelova cena 1967). Fred Hoyle, William Fowler a manželé Geoffrey a Margaret Burbidgeovi v roce 1957 ukázali, že se většina prvků ve vesmíru tvoří jadernými reakcemi uvnitř hvězd. Za tuto práci byla udělena drhá polovina Nobelovy ceny pro rok 1983, kterou však k veliké nelibosti fyzikální komunity z těchto čtyř autorů získal pouze William Fowler.

Vznik Slunce

Odkud berou hvězdy energii, víme. Ale jak vznikají a jak vzniklo naše Slunce? Dříve se mělo za to, že je Slunce staré tisíce nebo miliony let. Dnes již víme, že naše hvězda vznikla před asi 4,6 miliardami let z části velkého molekulárního mračna. To se skládalo převážně z vodíku a helia, dvou nejběžnějších prvků ve vesmíru. Toto mračno se v určitou dobu stlačilo a začalo kolabovat. Příčina není přesně známa, ale pravděpodobně to způsobila rázová vlna z výbuchu blízké supernovy.

Původní molekulární mračno dalo patrně vzniknout nejen Slunci, ale i mnoha dalším hvězdám, jak je to v podobných případech obvyklé. Teoreticky má tedy Slunce někde v Galaxii své sourozence, avšak hledat je budeme jen velmi těžko. Volné formace mladých hvězd se rychle rozpadají a hvězdy, které vznikly současně, tak klidně mohou být v tuto chvíli na úplně opačném konci Mléčné dráhy.

Přesto se jeden snad úspěšný nález podařil v roce 2014, kdy se ukázalo, že hvězda HD 162826 ležící 110 světelných let daleko ve směru souhvězdí Herkula sdílí se Sluncem podezřele moc podobných vlastností, a proto by mohlo jít o prvního hledaného sourozence zrozeného ze stejného molekulárního mračna. Druhý podobný objev byl avizován v roce 2018 u hvězdy HD 186302 v souhvězdí Páva. Nejnovější výzkumy však v tomto případě společný původ se Sluncem spíše nepodporují.

Ale zpět k naší hvězdě. Když začalo molekulární mračno kolabovat, v naší části se většina hmoty soustředila do jedné oblasti, z níž se zformovalo Slunce. Nějaká hmota ale zbyla i na vnější disk, který kolem centrální masy hmoty začal obíhat. Z tohoto zploštělého disku vznikly planety, měsíce, planetky a další objekty Sluneční soustavy. Naproti tomu v jádru, kde se soustředilo 99,9 % hmoty, vedl tlak a gravitační síla k dalšímu a dalšímu zvyšování teploty, což nakonec spustilo fúzní reakci. V tu chvíli Slunce přestalo být protohvězdou a dostalo se do fáze hlavní posloupnosti.

Hlavní posloupnost

Okamžik zažehnutí fúzní reakce a přechodu na hlavní posloupnost je nesmírně důležitým. Slunce jím dosáhlo dospělosti. S trochou nadsázky by se dal tento okamžik přirovnat k dosažení věku 18 let u lidí. Ovšem s tím rozdílem, že budeme-li brát jako průměrnou délku lidského života 80 let, pak člověk stráví v dětství zhruba čtvrtinu svého života.

U hvězd podobných Slunci je tomu úplně jinak. Fáze protohvězdy trvá jen velmi krátce, u hvězd typu Slunce zhruba 500 000 let. To se může zdát velmi mnoho, ale uvědomme si, že v dospělosti, tedy ve fázi hlavní posloupnosti, stráví Slunce zhruba 10 miliard let. Poměr délky života v dětském a dospělém věku je zde úplně jiný. Přesnější, ačkoliv také stále ne úplně odpovídající příměr by tak byl k mimořádně dlouhověkým a alespoň v principu nesmrtelným elfům z Tolkienova světa (pro zajímavost v době svatby bylo lidskému králi Aragornovi 88 let, zatímco jeho nevěsta, elfí kráska Arwen měla tehdy již 2 778 let).

Slunce staré 4,6 miliardy let je tedy nyní těsně před polovinou svého dospělého života. Fúzní reakce, která v něm probíhá, spojuje vodík na helium, přičemž každou sekundu se zde na energii přemění asi čtyři miliony tun hmoty. Až dosud Slunce spotřebovalo hmotu rovnající se přibližně stovce Zemí. To by se mohlo jevit jako obrovské číslo, ale ve skutečnosti jde jen o tři setiny hmotnosti Slunce.

Ani ve fázi hlavní posloupnosti nezůstává Slunce celou dobu stejné. Jeho teplota se postupně zvyšuje, a to v jádru i na povrchu. Konkrétně teplota na povrchu se zvýšila z 5 620 Kelvinů na 5 777 K. Díky tomu vzrostla jeho svítivost o 48 %, z 0,67 na současnou hodnotu 1,0. Zároveň se jeho poloměr zvětšil asi o 15 %. Tento proces stále probíhá a v současnosti se jasnost Slunce zvyšuje přibližně o 1 % za každých 100 milionů let.

Proč k tomu dochází? Palivem fúzní reakce, která ve Slunci probíhá, je vodík, jejím produktem helium. Jeho atomy však mají vyšší střední molekulovou hmotnost než atomy vodíku. V centru hvězdy proto klesá tepelný tlak a její jádro se zmenšuje. Vnější vrstvy se k němu přibližují a mohou přitom uvolnit velké množství gravitační energie. To vyvolá zvýšení teploty jádra, díky čemuž probíhá fúzní reakce rychleji a Slunce je proto zářivější.

Paradox mladého Slunce

S obdobím hlavní posloupnosti, zejména dobou před několika miliardami let, kdy bylo Slunce velmi mladé, souvisí paradox mladého slabého Slunce, jež poprvé představili George Mullen a Carl Sagan v roce 1972. Jedná se o to, že z pozorování velmi spolehlivě víme, že se zářivý výkon Slunce s postupem času zvyšuje. Z toho vyplývá, že by se měla zvyšovat i průměrná teplota na Zemi, jinými slovy na velmi mladé Zemi by měla být teplota dokonce silně pod bodem mrazu.

To ale odporuje geologickým měřením, která ukazují, že i v době před zhruba 4 až 3,5 miliardami lety byla na Zemi, a zřejmě i na Marsu, přítomná kapalná voda. Navíc se zdá, že Země má po celou dobu své existence relativně konstantní teplotu a v minulosti byla dokonce teplejší než dnes.

Problém má celou řadu možných řešení. Jedno z prvních spočívá v tom, že skleníkový efekt byl tehdy na Zemi masivnější než dnes, takže byla více zahřívána. Dávné sedimenty ale hovoří proti této hypotéze. Ukazuje se, že koncentrace skleníkových plynů zřejmě nebyly dostatečné. Dalším řešením je nižší albedo (odrazivost) způsobené tím, že se na Zemi nevyskytovaly žádné kontinenty ani větší ostrovy, a také tím, že měla rozdílnou oblačnost.

Vědci navrhli i zahřívání slapovým působením Měsíce, který byl tehdy výrazně blíže, nebo geotermální energií z rozpadu radioaktivních izotopů. Těch bylo na Zemi v té době také více. Potíž je v tom, že ani jeden popsaný mechanismus nemůže fungovat jako kompletní vysvětlení a ani není tak jednoduchý a jednoznačný, jak by se mohlo jevit.

Některé teorie naznačují, že běžný model mladého Slunce není správný, protože mohlo být až o 7 % těžší než je tomu nyní. Tím by způsobovalo větší gravitační potenciálovou jámu, a Země by pak obíhala blíže. Navíc by Slunce bylo také aktivnější. Definitivní odpověď nemáme, ale odborníci uspokojivé vysvětlení dále hledají.

Spektrální charakteristika

Jednou z nejzákladnějších vlastností hvězd je jejich spektrální klasifikace. U hvězd hlavní posloupnosti běžně používáme tzv. Harvardskou klasifikaci. Jde o systém, kdy se nejteplejší hvězdy značí písmenem O a poté se pokračuje třídami B, A, F, G a K až po nejchladnější hvězdy typu M. Stranou nyní nechme další později přidané spektrální třídy W pro ty nejhmotnější a nejteplejší hvězdy a naopak třídy L, T a Y pro hnědé trpaslíky a jim podobné objekty.

Každá spektrální třída se dále dělí na deset podstupňů označovaných čísly, kupříkladu hvězdy typu A5 nebo O4. Vždy platí, že nižší číslo značí vyšší teplotu, takže hvězda typu B0 je teplejší než B1 a ta je zase teplejší než B7. Nejchladnější hvězdy dané třídy se značí číslicí 9, takže třeba B9. Za typem B9 následuje typ A0. V některých případech se za kombinaci velkých písmen a číslic přidává ještě malé písmeno. Například e značí emisní čáry.

Tento typ klasifikace pochází z počátku 20. století, kdy jej na Harvardově univerzitě, respektive jí příslušné astronomické observatoři, vymyslela astronomka Annie Jump Cannon. Klasifikaci si lze poměrně snadno zapamatovat dle mnemotechnické pomůcky „Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.“

Poměrně často se využívá taktéž Morganova – Keenanova klasifikace (někdy též Yerkeská) dle Williama Morgana a Philipa Keenana, kteří ji vymysleli v roce 1943. Ta nebere v úvahu jen spektrální čáry závislé na teplotě povrchu hvězdy, ale též její svítivost. Konkrétně se sleduje profil spektrálních čar ionizačních prvků. S tímto typem dělení se běžně můžeme setkat v případě, kdy se díváme na Hertzsprungův – Russellův diagram (HR diagram). Na něm vidíme, že hvězdy nezaplní rovnoměrně celý jeho prostor, ale shlukují se do několika skupin. A to jsou právě ony třídy Morganovy – Keenanovy klasifikace.

Nejteplejší a nejsvítivější hvězdy, tzv. hyperobři se značí nulou, dále se pokračuje římskými číslicemi od jedné do sedmi. Veleobři náleží do třídy I, obři do třídy II nebo III, podobři IV, hvězdy hlavní posloupnosti V, podtrpaslíci VI (nebo SD) a bílí trpaslíci VII (popřípadě D). Jednotlivé třídy se dále mohou dělit na podtřídy nesoucí označení a (pro jasné hvězdy), ab (pro běžné hvězdy) nebo b (pro slabé hvězdy). Vezmeme-li do úvahy vše co jsme si právě řekli, můžeme stanovit přesnou klasifikaci Slunce, ta nese označení G2V.

Chemické složení

Hovořili jsme o spektrálním typu hvězd, a právě podle spektra lze určit chemické složení vzdálených objektů, tedy i Slunce. Vzhledem k tomu kdy a jak Slunce vzniklo, nás nemůže překvapit, že naprostou většinu atomů naší hvězdy tvoří vodík (92 %) a helium (7,9 %). Právě tyto dva prvky byly totiž ve velkém množství vytvořeny už ve velmi mladém vesmíru tzv. primární nukleosyntézou. Všechny ostatní prvky vznikly částečně nebo úplně fyzikálními procesy odehrávajícími se mnohem později. Pokud bychom ovšem brali hmotnost, pak je podíl zhruba 73 % ve prospěch vodíku, helium zabírá 25 % a ostatní prvky 0,8 %.

Pouze jediná desetina procenta atomů ve Slunci tedy připadá na všechny těžší prvky označované v astronomii jako kovy. Nejhojnější z nich jsou zde kyslík, uhlík, neon a železo. Množství jednotlivých prvků se liší podle toho, ve které části Slunce se nacházíme. Kupříkladu ve fotosféře je oproti průměru poněkud méně vodíku, výrazně více helia a trochu více těžších prvků. Složení fotosféry přitom zhruba odpovídá tomu, jak co do chemie vypadala na počátku Sluneční soustava.

Naopak v jádře se vyskytují téměř jen vodík a helium. Jejich poměr se však v centru Slunce průběžně mění. Jak probíhá slučování vodíku na helium, vodíku ubývá a helia naopak přibývá. Na počátku byl poměr 76 : 24 ve prospěch vodíku, dnes je poměr obou prvků 60 : 40, ovšem ve prospěch helia. Do budoucna bude helium ve středu Slunce stále více dominovat, což povede k tomu, že za zhruba 5 – 6 miliard let opustí Slunce hlavní posloupnost. K tomu ale více níže.

Struktura Slunce

Podobně jako jiné objekty ve vesmíru, ani Slunce není v celém svém objemu homogenní, ale skládá se z několika vrstev. V centru nalezneme jádro, které zaujímá asi 20 – 25 procent slunečního poloměru. Jeho hustota je až 150 g/cm³ (hustota vody = 1 g/cm³) a teplota téměř 16 milionů Kelvinů. Data ze sondy SOHO ukazují, že jádro Slunce rotuje rychleji než vrstvy, které leží výše. Právě zde probíhá fúzní reakce, která generuje 99 % energie Slunce. Maximální hustota výkonu v jádře odpovídá 276 Wattům na metr krychlový, což lze přirovnat k výkonu uvnitř hromady kompostu.

Nad jádrem leží radiační zóna, což je nejmohutnější vrstva uvnitř Slunce. Od jádra sahá až do vzdálenosti 0,7 slunečního poloměru, zabírá tedy necelou polovinu rozměru naší hvězdy. Teplota v radiační zóně klesá ze 7 milionů Kelvinů na spodním okraji až na 2 miliony Kelvinů na horním okraji. Podobně zde klesá hustota plazmatu z 20 g/cm³ až na 0,2 g/cm³. Tato oblast je velmi důležitá pro přenos tepla a energie. Radiační jí říkáme z toho důvodu, že se v ní teplo šíří sáláním neboli radiací. Podmínky pro šíření pomocí konvekce tady totiž nejsou vhodné. Ionty vodíku a helia tu emitují fotony, které jsou ale rychle absorbovány jinými ionty.

Nad radiační vrstvou leží tzv. konvektivní zóna. Nicméně mezi těmito dvěma oblastmi existuje na úrovni 0,7 slunečního poloměru od středu ještě zvláštní přechodová vrstva nazývaná tachoklina. Zatímco vnitřní radiační zóna rotuje jako pevné těleso, vnější konvektivní zóna se chová jako kapalina. To vede ke značnému smyku mezi těmito dvěma vrstvami, kdy jedna po druhé klouže. Předpokládá se, že se právě v této oblasti tvoří magnetické pole Slunce. Tachoklina je tím pádem velmi důležitá, ačkoliv je její tloušťka jen 0,04 slunečního poloměru.

Konvektivní zóna ležící nad tachoklinou sahá ze vzdálenosti 0,7 slunečního poloměru až k povrchu. Teplota se tu pohybuje mezi dvěma miliony Kelvinů až po pouhých 5 700 Kelvinů a hustota mezi 0,2 g/cm³ a 0,02 g/m³. Plazma zde tedy již není dostatečně horké a husté, aby šíření tepla mohlo probíhat jinak než konvekcí (prouděním). Konvektivní proudy přenášejí energii z hlubin Slunce k povrchu. Právě ony, respektive jejich tepelné sloupce, vytvářejí typický vzhled Slunce. Jestli jste se někdy dívali na fotografii slunečního povrchu, mohli jste si všimnout typického vzhledu připomínajícího buněčnou strukturu. Jde o tzv. granulaci, která je způsobena teplejšími vzestupnými a chladnějšími sestupnými proudy.

Několikrát jsme zde mluvili o povrchu Slunce. To je trochu zavádějící pojem, protože Slunce nemá pravý pevný povrch, jaký se vyskytuje u kamenných planet. Povrchem zde chápeme oblast, pod níž se Slunce stává pro elektromagnetické záření neprůhledným. Této jen desítky až stovky kilometrů silné vrstvě říkáme fotosféra. Náhlou neprůhlednost Slunce zde způsobuje klesající množství záporných vodíkových iontů, které absorbují viditelné světlo. Horní část fotosféry je oproti spodní chladnější, proto se Slunce zdá jasnější ve středu disku než na okrajích. Sluneční spektrum odpovídá velmi dobře spektru absolutně černého tělesa o teplotě 5 777 Kelvinů.

Fúzní reakce

Už jsme si řekli, že Slunce, jako všechny hvězdy, získává energii z fúzní reakce. To je fyzikální proces, který představuje opak vám asi více známého jaderného štěpení, na jehož principu fungují atomové reaktory a atomové zbraně. Při něm se jádra velmi hmotných prvků, kolem atomového čísla 90, dělí na jádra lehčích prvků. Vznikají přitom i další částice jako třeba neutrony. Jaderná fúze funguje přesně obráceně. Jde o slučování jader lehkých prvků za vzniku jader těžších prvků a též dalších částic, jako jsou neutrina a pozitrony.

Fúzní reakce je oproti štěpení mnohem účinnější, protože rozdíl ve vazebné energii jednotlivých jader je u lehkých prvků výrazně větší než u jader těžkých prvků. Fúze se běžně účastní izotopy vodíku, tedy běžný vodík ¹H, deuterium ²H nebo tritium ³H. Popřípadě v pozdějších fázích vývoje hvězdy jádra helia ³He a ⁴He a taktéž některých těžších prvků. Ve hvězdách hlavní posloupnosti probíhají dva základní typy reakce, jednak proton – protonový cyklus a jednak CNO cyklus.

CNO cyklus se uplatňuje především u hmotnějších hvězd. V případě našeho Slunce tímto způsobem vzniká pouze 0,8 % jeho energie. V budoucnosti se toto číslo bude zvyšovat, avšak nikdy nedosáhne hodnoty typické pro hvězdy o hmotnosti 1,5 x vyšší než Slunce. Reakce získala svůj název proto, že v ní vznikají různé izotopy uhlíku, dusíku a kyslíku.

Princip CNO cyklu je následující. Jádro uhlíku ¹²C se spojí s volným protonem (¹H) za vzniku dusíku ¹³N. Ten je ale nestabilní a rozpadne se na pozitron, neutrino a uhlík ¹³C. Ten se sloučí s dalším protonem, díky čemuž vzniká dusík ¹⁴N, který opět přijme proton a dá vzniknout kyslíku ¹⁵O. Nestabilní kyslík ¹⁵O se rozpadne na dusík ¹⁵N, foton a neutrino. Izotop dusíku se sloučí s dalším protonem a vzápětí se rozpadne na uhlík ¹²C a helium ⁴He. Helium se už dále neslučuje, jde o výsledný produkt, zatímco uhlík se použije pro další reakci.

Nás ale více zajímá proton – protonový cyklus, neboť se u Slunce uplatňuje mnohonásobně více. V tomto procesu se jádra vodíku ¹H přemění na jádra helia ⁴He. Reakce má několik kroků. Nejprve se sloučí protony na deuterium ²H, přičemž vzniká také neutrino a pozitron. Jádra deuteria reagují s volnými protony za vzniku helia ³He a fotonu. Jádro ³He se může někdy spojit přímo s protonem, z čehož vznikne helium ⁴He, pozitron a neutrino. Tato reakce je ale extrémně vzácná. Výrazně častěji dochází ke sloučení dvou jader ³He, která vytvoří helium ⁴He a dva protony. ⁴He je konečný produkt reakce, zatímco protony mohou být využity pro další kolo cyklu.

Fúze probíhá téměř výhradně v jádře. Zde funguje zajímavý mechanismus samoregulace. Vyšší rychlost fúze vede k většímu zahřátí jádra, které expanduje do vyšších vrstev. Tím se ale sníží hustota materiálu a tedy i rychlost fúze. Nižší rychlost reakce potom vede k ochlazení a smrštění jádra. Čímž se hustota v jádru a rychlost fúze vrátí k normálu.

Zapálíme Slunce na Zemi?

Mimochodem, neustále se hovoří o napodobování Slunce na Zemi. A je skutečně pravda, že se snažíme zvládnout umělou řízenou fúzní reakci. Nicméně o žádné napodobování Slunce nejde. Pro účely energetiky jsou totiž nejvhodnější zcela jiné reakce, kupříkladu reakce deuteria ²H a tritia ³H za vzniku helia ⁴He a neutronu. Tento postup dovoluje získat velké množství energie a je nejsnáze dosažitelný. Proton – protonový cyklus je pro nás zcela nepoužitelný, neboť za jeho prvním krokem, kdy se slučují protony, stojí slabá jaderná interakce, a tedy probíhá nesmírně pomalu. Ve Slunci to nevadí, neboť žije miliardy let, ale my tolik času nemáme.

Navíc nikdy nemůžeme napodobit podmínky ve Slunci. Sice můžeme dosáhnout stejné teploty, ale nikdy při stejném tlaku a dalších okolnostech. Proto musíme postupovat jinak. V tokamacích, stelarátorech nebo zařízeních na inerciální fúzi probíhá zažehnutí i udržování reakce za mnohem vyšších teplot, čímž se kompenzuje naše neschopnost zajistit stejné podmínky, jaké panují v nitru hvězd. Hovořit o zažehnutí nového Slunce je tedy bezesporu lákavé, ale poněkud nepřesné.

Sluneční atmosféra

Téměř všechny hvězdy ve vesmíru mají atmosféru, nejinak je tomu i u Slunce. Jeho atmosféra se skládá z několika vrstev – fotosféry, chromosféry, přechodové oblasti, koróny a heliosféry. Běžně viditelná bývá pouze fotosféra, ovšem při úplném zatmění Slunce lze spatřit i chromosféru a korónu.

O fotosféře jsme již mluvili, podívejme se proto nyní na vyšší vrstvy. Mezi fotosférou a chromosférou ve skutečnosti existuje ještě tenká slupka, jíž říkáme oblast teplotního minima. Ta má tloušťku asi 500 km a teplotu pouhých 4 100 Kelvinů. Díky tomu zde mohou existovat jednotlivé molekuly, například oxid uhelnatý nebo voda. Vyšší vrstvy jako chromosféra, přechodová oblast a koróna jsou naopak výrazně teplejší než povrch Slunce. Přesný důvod neznáme, ale o několika možnostech jsme diskutovali v článku o nevyřešených problémech fyziky.

Nad oblastí teplotního minima se nachází asi 2 000 km silná vrstva známá jako chromosféra. Svůj název získala z řeckého slova chromos, tedy barva, neboť je viditelná při slunečních zatměních jako barevný záblesk, a to zejména na začátku a na konci úplné fáze úkazu. Její teplota postupně roste z cca 5 000 K až na 20 000 K. V horní části chromosféry už dochází k částečné ionizaci helia.

Výše leží velmi tenká, jen asi 200 kilometrů silná, přechodová oblast. Teplota v ní rychle stoupá z desítek tisíc K až na statisíce či dokonce miliony K. Ať už je příčina zahřívání jakákoliv, usnadňuje jej plná ionizace helia, díky čemuž se prudce snižuje schopnost ochlazování plazmatu sáláním. Zajímavé je, že přechodová oblast se nevyskytuje v jasně definované vzdálenosti, ale spíše je neustále v pohybu nahoru a dolů v závislosti na prvcích nižších částí atmosféry, jako jsou spikule a filamenty. Přechodová oblast není ze Země viditelná, ale lze ji spatřit z kosmu, a to zejména v ultrafialové části spektra.

Půjdeme-li od přechodové oblasti výše, dostaneme se do koróny. Ta je ze Země viditelná jen při úplných zatměních Slunce. Jde o velmi horkou oblast, teplota se zde pohybuje v řádu milionů K a maximum je dokonce až kolem 20 milionů K. Současně je však zdejší prostředí velmi řídké. Koróna sahá do značné vzdálenosti od Slunce, její objem je výrazně větší než objem slunečního tělesa uzavřeného fotosférou. Tok plazmatu z koróny do okolního prostoru nazýváme sluneční vítr.

Za nejvzdálenější část sluneční atmosféry můžeme považovat oblast zaplněnou slunečním větrem. Říkáme jí heliosféra a v širším smyslu do ní můžeme počítat všechny předchozí vrstvy sluneční atmosféry. V užším smyslu začíná v místech, kde končí koróna. Ať tak, či onak, její konec najdeme velmi daleko od Slunce, a to nejméně ve vzdálenosti stovek astronomických jednotek. Ačkoliv totiž Slunce posílá částice všemi směry víceméně rovnoměrně, heliosféra nemá tvar koule, nýbrž kapky. To je způsobeno pohybem Slunce, respektive Sluneční soustavy Galaxií. Nejužší část kapky se nachází ve směru pohybu soustavy, zatímco nejširší část proti směru pohybu. Dá se laicky říci, že si Slunce při letu Mléčnou dráhou za sebou tuto kapku táhne.

Heliosféra končí v místech, kde se tlak slunečního větru vyrovnává tlaku záření z okolních hvězd. Ohraničena je heliopauzou, jejíž přesný tvar a vzdálenost neznáme, ačkoliv již několik sond této oblasti dosáhlo. S tím se pojí poněkud nešťastná situace kolem sond Voyager (sondy Pioneer jsou již neaktivní, takže málokoho zajímají), kdy se neustále diskutuje, zda opustily či neopustily Sluneční soustavu. Odpověď závisí tom, jak si definujeme hranice našeho systému. Můžeme to udělat mnoha způsoby, a proto mohou Voyagery soustavu opouštět každých 14 dní.

Sluneční záření

Slunce má na povrchu teplotu 5 777 K a září v celém barevném spektru, proto se při pohledu z kosmického prostoru nebo vysoko na obloze jeví jako bílé. Níže nad obzorem se může ale zdát i žluté, červené nebo oranžové. Při východu nebo západu Slunce pak lze pozorovat i tzv. zelený záblesk.

Množství energie ze Slunce na jednotku plochy popisuje sluneční konstanta. Ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky od Slunce jde zhruba o 1 368 W/m². Protože má ale Země atmosféru, je u ní tato hodnota nižší. Když je jasná obloha a Slunce v zenitu, dopadá na povrch Země asi 1 000 W/m². Do horních vrstev atmosféry dopadá záření složené z 50 % z infračerveného světla, 40 % z viditelného a 10 % z ultrafialového. Ovšem většinu ultrafialového a část infračerveného záření atmosféra odfiltruje. Ultrafialové záření ionizuje atmosféru a vytváří elektricky vodivou ionosféru.

Část ultrafialového záření ovšem na povrch přece jen dopadne. To má některé pozitivní efekty, třeba produkci vitamínu D v lidském těle, ale i řadu negativních, kupříkladu možnost spálení nebo v horším případě vznik rakoviny kůže. Právě proto se proti ultrafialovému záření chráníme opalovacími krémy. Jeho intenzita se kvůli ozónové vrstvě mění se zeměpisnou šířkou, což vedlo k biologickým adaptacím, jako je například barva kůže u lidí.

Sluneční neutrina

Fotony elektromagnetického záření jsou ve slunečním tělese neustále pohlcovány a znovu vyzařovány. Proto trvá velmi dlouho, v řádu stovek tisíc až milionů let, než se záření dostane na povrch Slunce. Při jaderných reakcích ve Slunci ale vznikají i neutrina, která tvoří asi 2 % celkové vyprodukované energie. Jsou to částice s velmi malou klidovou hmotností, kromě toho téměř neinteragují s běžnou hmotou. Proto mohou Sluncem volně procházet a běžně dosáhnou povrchu za zhruba 2,3 sekundy.

Dlouho se z měření zdálo, že ze Slunce k nám přilétá výrazně méně neutrin, než fyzikové podle teoretických modelů očekávali. V roce 2001 se ovšem ukázalo, že je to dáno tím, že neutrina se mohou v průběhu cesty k Zemi měnit v jiné typy částic. Kromě nejznámějších elektronových neutrin totiž existují ještě mionová a tauonová neutrina. A dřívější experimenty byly zaměřeny jen na neutrina elektronová. Za vysvětlení této záhady tzv. oscilací neutrin dostali vedoucí kanadského a japonského týmu Nobelovu cenu za fyziku pro rok 2015.

Sluneční vítr

Ze sluneční koróny vychází vcelku vysokou rychlostí asi 450 km/s (0,15 % rychlosti světla) proud částic, který nazýváme slunečním větrem. Může se ovšem vyskytovat i u jiných hvězd, pak hovoříme o hvězdném větru. Zůstaňme ale u Slunce. V koróně je velmi vysoká teplota a z termodynamiky víme, že teplota odpovídá rychlosti pohybu částic. Zde mají částice natolik vysokou rychlost a energii, že je ani gravitace Slunce nedokáže zadržet. Přesný mechanismus urychlování částic slunečního větru však dosud neznáme.

Sluneční vítr se skládá převážně z elektronů, protonů a alfa částic, tedy jader atomů vodíku a helia. Jeho množství závisí na tom, jak moc je Slunce zrovna bouřlivé, intenzita se zvyšuje, když na Slunci probíhají erupce. Vítr ze Slunce se dostává daleko do Sluneční soustavy a interaguje s planetami, měsíci a dalšími tělesy. Objekty s magnetickým polem jsou před ním částečně chráněny. Ačkoliv se někdy uvažuje o solárních plachetnicích, nepočítá se s využitím slunečního větru, jelikož jeho tlak je asi 10 000 krát nižší, než tlak slunečního záření.

Magnetismus

Magnetická pole se běžně vyskytují u různých typů objektů v celém vesmíru. Nejinak je tomu i u našeho Slunce, které má vlastní magnetické pole generované v jeho vnitřních vrstvách (viz výše). O magnetických polích jsme se zatím v mých článcích bavili jen sporadicky, víme však, že zemské magnetické pole má indukci zhruba 0,00003 Tesla, zatímco magnetary mohou dosahovat obřích indukcí až 10¹² Tesla. Hodnota slunečního pole leží mezi těmito ciframi, ale přeci jen mnohem blíže magnetickému poli Země.

Nicméně u Slunce je to poněkud složitější, protože jeho magnetické pole může nabývat různých hodnot v závislosti na místě. Kupříkladu na pólech má magnetické pole indukci kolem 0,0002 Tesla, v protuberancích 0,001 – 0,01 Tesla a ve slunečních skvrnách typicky 0,3 Tesla. Magnetické pole Slunce se přitom mění i v čase, nejvýraznější změnou je v tomto ohledu kvaziperiodický jedenáctiletý cyklus. V jeho rámci narůstá a ubývá počet slunečních skvrn.

Magnetické pole Slunce se neomezuje jen na sluneční těleso. Plazma slunečního větru přenáší magnetické pole Slunce do okolního prostoru a vytváří tzv. meziplanetární magnetické pole. To se na velkých vzdálenostech stáčí do zvláštního útvaru podobnému Archimedově spirále, jemuž říkáme Parkerova spirála.

Sluneční skvrny

Při pohledu na Slunce (nezkoušejte to prostýma očima ani dalekohledem bez ochranného filtru) si můžete všimnout tmavých oblastí na slunečním disku. Jedná se o výše zmíněné sluneční skvrny. Jde o místa, v nichž magnetické pole zabraňuje konvekci materiálu. Vznikají tak plochy o něco chladnější než okolní prostředí. Sice jsou stále velmi horké, kolem 4 000 K, ale protože je okolní fotosféra teplejší, zdají se být tmavé. Největší skvrny mohou dosahovat průměru až několik desítek tisíc kilometrů. Nejsou tedy o moc menší než Jupiter, největší planeta Sluneční soustavy.

Četnost výskytu skvrn závisí na fázi slunečního cyklu. V jeho minimu se vyskytuje také minimum slunečních skvrn, přičemž jsou dokonce chvíle, kdy není vidět žádná. A když už nějaké vidět jsou, objevují se poměrně daleko od rovníku. Jak sluneční cyklus postupuje, vyskytují se skvrny čím dál tím blíže rovníku. Tomuto jevu říkáme Spörerův zákon. Zajímavé je, že v maximu cyklu vznikají sluneční skvrny po dvojicích zarovnaných zhruba ve směru západ – východ. Jejich magnetická polarita závisí na tom, na které polokouli Slunce se vyskytují, a navíc se v každém cyklu střídá. To popisuje Haleův zákon.

Sluneční cyklus probíhá neustále. Paleontologické záznamy ukazují, že prokazatelně existoval již před 290 miliony lety. Perioda cyklu je jedenáct let. S novou periodou dojde k přepólování magnetického pole, a to vždy v období maxima cyklu. Je to událost, ze které mají mnozí na Zemi hrůzu. Nutno ovšem podotknout, že v podstatě úplně zbytečně. I u zemského magnetického pole docházelo v minulosti k přepólování, a na rozdíl od obecného přesvědčení to není tak, že by v době, kdy k němu dochází, zmizelo magnetické pole úplně. Je tu stále, jen je složitější.

Aktivita Slunce

Magnetické pole Slunce stojí za celou řadou efektů, které se souhrnně nazývají sluneční aktivita. Jde kupříkladu o erupce a koronální výrony hmoty, které se často vyskytují u skupin slunečních skvrn. Podobně rychlé proudy slunečního větru jsou emitovány z oblastí koronálních děr, oblastí relativně chladného a méně hustého plazmatu. Koronální výrony hmoty i rychlé proudy slunečního větru přenášejí magnetické pole a plazma do vzdálenějších částí Sluneční soustavy.

Aktivitu Slunce na Zemi běžně měříme, neboť je pro naše účely velmi důležitá. Pravděpodobně nejlepším známým ukazatelem toho, jak je Slunce zrovna aktivní, jsou sluneční skvrny. Už jsme si říkali, že při maximu slunečního cyklu je na Slunci nejvíce skvrn a Slunce je také nejaktivnější, naopak při minimu je Slunce nejméně aktivní, a s tím koreluje také nízký počet nebo dokonce absence skvrn.

Nicméně aktivita Slunce může kolísat i v delším měřítku, než je tento jedenáctiletý cyklus. Kupříkladu v moderní době je Slunce poměrně aktivní i v minimu cyklu. Proto se také o období mezi roky 1933 a 2008 hovořilo jako o moderním maximu cyklu. Nebylo tomu tak ale vždy. V minulosti se střídala maxima i minima. Další významné maximum bylo to středověké v letech 1100 – 1250.

V jiných obdobích byla naopak aktivita Slunce slabší. První zaznamenané minimum pochází z let 800 – 600 př. n. l. a říkáme mu Homérovo, neboť tento legendární řecký dramatik měl žít právě někdy v této době. Další významná minima jsou Oortovo (1040 – 1080), Wolfovo (1280 – 1350), Spörerovo (1450 – 1550) a Daltonovo (1790 – 1820). Nejdůležitější známé minimum se ale nazývá Maunderovo, a došlo k němu v letech 1637 – 1715.

Společně se Spörerovým a Maunderovým minimem patří mezi obzvláště chladná období malé doby ledové, éry ve 14. – 19. století, kdy bylo na Zemi nejchladnější klima za posledních 2000 roků. Tehdy běžně zamrzala Calaiská úžina, Baltské moře a všechny řeky západní a střední Evropy. Velmi se zvětšil i objem ledovců v Alpách nebo v Grónsku. Léta byla velmi krátká a mírná. Populace, která narostla za středověkého klimatického optima, zase dosti poklesla, neboť vlivem chladnějšího klimatu docházelo k poškození úrody plodin a z toho plynoucím hladomorům.

Právě Maunderovo minimum bylo vůbec nejchladnějším obdobím malé doby ledové. Na Slunci se neobjevovaly téměř žádné skvrny a mnohdy se zdálo, že jeho aktivita zcela ustala. Edward Maunder, anglický fyzik, po němž se minimum jmenuje, vypátral, že v té době také nebyla hlášena žádná pozorování polárních září. Zjistil, že při tomto význačném výkyvu sluneční aktivity došlo z dosud neznámých důvodů k narušení běžného jedenáctiletého cyklu střídání minim a maxim. Jeho tvrzení podpořil i výzkum množství radioaktivního uhlíku v organismech žijících v této době. Radioaktivní izotop uhlíku se totiž více tvoří právě v době slunečních minim.

Sluneční aktivita může Zemi přímo ovlivnit i dnes. V době programu Apollo hrozilo zasažení astronautů sluneční bouří, naštěstí se všechny lety programu mimo nízkou oběžnou dráhu odehrály v době kolem minima cyklu a mise navíc trvaly poměrně krátce. Přesto byly připraveny postupy, jak co nejvíce omezit vliv případné sluneční bouře na astronauty. Je jasné, že v budoucnosti u delších letů mimo magnetosféru Země a popřípadě u stále obydlených základen na Měsíci nebo kdekoli jinde ve Sluneční soustavě se tento problém bude muset řešit.

Ale nejde jen o kosmické lety. Energetici mají obavy z erupcí koronálních výronů hmoty. Pokud by oblak plazmatu mířil přímo k Zemi, mohlo by to vést k poškození rozvodné elektrické sítě, a dokonce k tzv. blackoutu (výpadek dodávky elektřiny). V minulosti už došlo k velkým problémům. Nejznámější je Carringtonova událost z roku 1859. Velká sluneční bouře tehdy zasáhla Zemi a vyřadila z provozu telegrafní systémy v Evropě a Severní Americe. V dnešní technické civilizaci by podobná událost způsobila daleko větší potíže. K malé ukázce toho, co by se mohlo stát došlo v roce 1989, kdy sluneční bouře způsobila blackout v kanadské provincii Quebec. Naštěstí šlo o menší erupci, takže měla jen lokální následky.

Výrazně příjemnější vliv můžeme pozorovat v polárních oblastech, kde jsou často viditelné tzv. polární záře. Jedná se o světelné úkazy ve vysokých vrstvách zemské atmosféry (kolem 80 km, někdy i výše) způsobené slunečním větrem. Když k nám přichází vítr ze Slunce, mění trajektorii částic v magnetosféře Země, což se projeví zejména v oblasti magnetických pólů. Polární záře se vyskytují na severu (aurora borealis) i jihu (aurora australis) a v mnoha různých typech a barvách.

Tyto krásné úkazy se nejčastěji vyskytují ve vzdálenosti 10 – 20 stupňů od magnetického pólu Země. Na severní polokouli jsou tedy typicky viditelné z Islandu, Finska, Švédska, Norska, Ruska, Kanady nebo USA (Aljaška). Jižní polární záře se pak typicky vyskytuje nad Antarktidou. Nicméně v případě silnější sluneční bouře se mohou polární záře objevit i v nižších zeměpisných šířkách. Občas bývají viditelné i z území Česka. Kromě toho se polární záře mohou vyskytnout i na dalších planetách naší soustavy, jako je třeba Jupiter nebo Saturn. A v principu se mohou objevit i na exoplanetách.

Výzkum kosmickými sondami

S ohledem na to, že je Slunce nejjasnějším objektem na denní obloze a lidstvo jej pozoruje a zkoumá už stovky let, není divu, že hned v počátcích kosmonautiky vznikly mise zaměřené právě na jeho výzkum. První sondy specializované na dlouhodobé sledování Slunce spadaly do amerického programu Pioneer, konkrétně šlo o mise 6, 7, 8 a 9 vypuštěné v letech 1959 a 1968. Tyto observatoře obíhaly po heliocentrické dráze ve vzdálenosti podobné Zemi a poprvé pořádně zkoumaly sluneční vítr a magnetické pole. Zvláště Pioneer 9 byl velmi úspěšný, fungoval až do roku 1983.

V 70. letech dominovaly dvě sondy Helios, které byly plodem americko-německé spolupráce. Studovaly zejména sluneční vítr, ale i atmosféru Slunce, a obíhaly po eliptické heliocentrické dráze, která měla perihelium dokonce uvnitř oběžné dráhy Merkuru. Významné příspěvky poskytl taktéž Apollo Telescope Mount (ATM) umístěný na kosmické stanici Skylab vypuštěné Američany v roce 1973. Obsluhovala ho stálá posádka stanice a pochází z něj první solidní pozorování přechodové vrstvy mezi chromosférou a korónou, stejně jako první důkaz ultrafialových emisí z koróny. ATM poprvé viděl i koronální výrony hmoty a koronální díry.

Roku 1980 vypustila NASA sondu Solar Maximum Mission (SolarMax) určenou k pozorování rentgenového a gama záření a také ultrafialového záření ze slunečních erupcí. Několik měsíců po stratu však došlo k poruše, což způsobilo přechod sondy do nouzového režimu. Teprve v roce 1984 k observatoři přiletěl raketoplán Challenger STS-41-C, jehož posádka provedla opravu elektroniky. SolarMax poté pořídil tisíce fotografií sluneční koróny a definitivně dosloužil v červnu 1989.

Počátkem 90. let odstartovala do kosmického prostoru japonská mise Yohkoh, jež pozorovala Slunce v rentgenovém záření a mimo jiné objevila, že koróna je výrazně aktivnější, než si fyzikové do té doby mysleli. Observatoř sloužila téměř celou délku slunečního cyklu, v roce 2001 se ale přepnula do pohotovostního režimu, a definitivně skončila o čtyři roky později.

Jedna z nejzásadnějších slunečních sond historie, evropská Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) byla do kosmického prostoru vynesena v prosinci 1995. Původně měla fungovat jen dva roky, ale tuto dobu již mnohokrát překonala, jelikož je aktivní i dnes po 28 letech. SOHO se nachází v libračním centru L1 soustavy Slunce – Země a již desítky let konstantně sleduje Slunce na mnoha vlnových délkách. Kromě přímého výzkumu Slunce objevila SOHO i celou řadu komet. V návaznosti na úspěch mise SOHO připravila americká strana svou vlastní sluneční observatoř Solar Dynamics Observatory (SDO). Také tato mise již značně přesluhuje. Původně měla sloužit pět let, aktuálně ale funguje již téměř 13 roků. Na rozdíl od SOHO obíhá SDO na geocentrické oběžné dráze.

Všechny výše zmíněné sondy zkoumaly Slunce z roviny ekliptiky, žádná se nepodívala nad sluneční póly. Tedy až do startu mise Ulysses v roce 1990. Ta se díky gravitačnímu manévru u Jupiteru dostala na oběžnou dráhu s vysokým sklonem vůči ekliptice, což jí umožnilo prozkoumat oba póly Slunce. Ulyssses sledovala intenzitu slunečního větru a magnetického pole ve vysokých zeměpisných šířkách slunečního tělesa. Objevila například velké magnetické vlny rozptylující galaktické kosmické záření a zjistila také, že sluneční vítr opouští polární oblasti rychlostí asi 750 km/s. Ulysses prolétla třikrát nad oběma slunečními póly a svou misi dokončila v roce 2009.

Přímé měření složení slunečního materiálu umožnila americká sonda Genesis. Ta byla vybavena speciálními lapači schopnými zachytávat částečky slunečního větru. Ty chytala v okolí libračního centra L1 soustavy Slunce – Země mezi roky 2001 a 2004. Poté se se získaným materiálem vrátila k Zemi, kde uvolnila návratové pouzdro, které měla nad cílovou oblastí v Utahu zachytit helikoptéra. Bohužel se manévr nezdařil podle plánu a návratové pouzdro s cenným materiálem dopadlo do zdejší pouště. Sice na padáku, přesto se poškodilo, neboť nebylo na tuto situaci stavěno. Vše nakonec skončilo alespoň částečně happy endem, část vzorků se totiž povedlo vědcům zachránit.

V současné době hýbou světem kosmonautiky zejména dvě mise. První z nich je evropská Solar Orbiter vypuštěná v roce 2020. Solar Orbiter by měl dosáhnout v periheliu vzdálenosti od Slunce jen 0,28 astronomické jednotky (perihelium Merkuru leží 0,31 astronomické jednotky od Slunce), čímž se tato mise stane sondou, která se dostala ke Slunci nejblíže a současně na něj míří kamerami.

Solar Orbiter by měl fungovat nejméně sedm let a měl by splnit několik základních cílů. Konkrétně má prozkoumat proudění slunečního větru, dále sluneční erupce a jejich souvislost s magnetickou aktivitou a tvorbou částic, fungování slunečního dynama a v neposlední řadě též studovat sluneční aktivitu a její vliv na heliosféru. Navíc by se měl stát po Ulysses druhou sondou, která nebude Slunce zkoumat jen z roviny ekliptiky. Nedostane se sice nad sluneční póly, ale v pozdější fázi své mise bude moci prozkoumat i vyšší sluncepisné šířky.

Ještě mnohem blíže ke Slunci, až na vzdálenost 0,046 astronomické jednotky, se dostane americká Parker Solar Probe (PSP), již vypustila NASA v roce 2018. PSP uskuteční suverénně nejbližší průlety kolem Slunce v historii a dosáhne i nejvyšší rychlosti, až téměř 200 km/s. Vzhledem k tomu, že sonda je už několik let v provozu, pár blízkých průletů již uskutečnila, ačkoliv zatím minimální plánované vzdálenosti nedosáhla. Nicméně již jako první sonda vlétla do sluneční koróny.

PSP by měla důkladně prozkoumat tok energie v okolí Slunce a snad i definitivně vysvětlit dosud záhadný ohřev sluneční koróny. Dalším jejím cílem je výzkum slunečního větru, jeho vlastností a zdrojů. Sonda by též měla probádat transport energetických částic v koróně a heliosféře. Dozvědět bychom se mohli více také o slunečním plazmatu či magnetickém poli a jeho projevech, jako jsou magnetické rekonexe. Již nyní jsou k dispozici první výsledky z PSP. Ukázalo se například, že blíže než 3 miliony km ke Slunci se zřejmě nemůže vyskytovat žádný prach, neboť jej záření ze Slunce kompletně odpaří. Hovoříme proto o bezprašné zóně. PSP by měla fungovat až do konce roku 2025.

I v budoucnu bychom se měli dočkat zajímavých sond, jejichž úkolem bude zkoumat Slunce. Již v letošním roce má odstartovat evropská mise PROBA-3. Obzvláště bohatý na sluneční mise má být ale rok 2025, kdy by měla do kosmického prostoru zamířit hned trojice misí. Půjde o družici určenou ke sledování kosmického počasí SWFO-L1, sondu TRACERS, která má zkoumat sluneční vítr a jeho vliv na Zemi, a misi PUNCH, jejímž cílem je průzkum koróny.

Závěr

Slunce je pro nás jednoznačně nejdůležitější hvězdou, a proto není divu, že i na jeho výzkum věnujeme množství prostředků. I ve sluneční fyzice, podobně jako v jiných oblastech této vědy, existují stále nevyřešené problémy. Avšak vzhledem k množství misí, které Slunce zkoumají, a to z dálky či naopak z bezprostřední blízkosti, lze očekávat, že mnohé z dnešních otázek budou v nejbližších letech zodpovězeny. Snad se tedy konečně dozvíme třeba to, jak se zahřívají vyšší vrstvy sluneční atmosféry. S tématem sluneční fyziky se zde určitě nesetkáváme naposledy. Při zveřejnění zajímavých výsledků ze Solar Orbiteru nebo Parker Solar Probe určitě dojde k sepsání dalšího, tentokrát už úžeji zaměřeného textu.

Použité a doporučené zdroje

• Parker Solar Probe NASA: https://science.nasa.gov/mission/parker-solar-probe/
• Solar Orbiter ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Solar_Orbiter
• SOHO ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/SOHO
• Solar Dynamics Observatory NASA: https://sdo.gsfc.nasa.gov/
• Aditya-L1 ISRO: https://www.isro.gov.in/Aditya_L1.html
• Genesis JPL: https://www.jpl.nasa.gov/missions/genesis
• Ulysses NASA: https://science.nasa.gov/mission/ulysses/
• SolarMAX NASA: https://solarscience.msfc.nasa.gov/SMM.shtml
• PROBA-3 ESA: https://www.esa.int/Enabling_Support/Space_Engineering_Technology/Proba_Missions/About_Proba-3
• SWFO-L1 NOAA: https://www.nesdis.noaa.gov/our-satellites/future-programs/swfo/space-weather-follow-l1-mission
• PUNCH NASA: https://punch.space.swri.edu/
• TRACERS Iowa Uni: https://tracers.physics.uiowa.edu/

Zdroje obrázků

• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/25/The_Sun_by_the_Atmospheric_Imaging_Assembly_of_NASA%27s_Solar_Dynamics_Observatory_-_20100819-02.jpg/628px-The_Sun_by_the_Atmospheric_Imaging_Assembly_of_NASA%27s_Solar_Dynamics_Observatory_-_20100819-02.jpg
• https://studiousguy.com/wp-content/uploads/2021/11/anaxagoras.jpg
• https://www2.hao.ucar.edu/sites/default/files/styles/extra_large/public/2023-04/aristarchus-of-samos_0.jpg?itok=tQwWcI5r
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f2/Thales_of_Miletus.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/3-s2.0-B9780128205853000028-f02-14-9780128205853.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c7/Justus_Sustermans_-_Portrait_of_Galileo_Galilei_%28Uffizi%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/36/William_Herschel01.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/26/Cecilia_Helena_Payne-Gaposchkin_%281900-1979%29_-_Science_Service.jpg
• https://www.joh.cam.ac.uk/sites/default/files/images/article_images/hoyle-b2fh_big.jpg
• https://facts.net/wp-content/uploads/2023/08/15-intriguing-facts-about-nebular-hypothesis-1692835348.jpg
• https://cdn.sci.news/images/enlarge/image_1919e-HD-162826.jpg
• https://64.media.tumblr.com/ec75deeac93770242a8f29f89e1e71b1/fa6bd53c37f6d7f4-a5/s540x810/ee0d5d1ee69e530ff36ef23592fab42cdf1ce730.pnj
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2012/03/The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_annotated.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/61/Evolution_of_the_Sun%27s_luminosity.png
• https://www.nmspacemuseum.org/wp-content/uploads/2019/03/carlSagan.jpg
• https://media.wired.co.uk/photos/606da298d9c09fc47d4c17e3/master/w_1600,c_limit/Snip20170627_6.png
• https://www.iau.org/static/archives/images/screen/iau0916a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/Stellar_Classification_Chart.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6b/HRDiagram.png
• https://lirp.cdn-website.com/f225c1ca/dms3rep/multi/opt/AJumpCannon-640w.jpg
• https://www.mpg.de/18650600/original-1653045275.webp?t=eyJ3aWR0aCI6ODQ4LCJmaWxlX2V4dGVuc2lvbiI6IndlYnAiLCJxdWFsaXR5Ijo4Niwib2JqX2lkIjoxODY1MDYwMH0%3D–38a15408ec452cc763ce8af7e1f0b37eca167d3b
• https://i.imgur.com/XcNVoia.jpeg
• https://observatory.astro.utah.edu/astroinfo/171925main_heliolayers_label_516.jpg
• https://assets.coursehero.com/study-guides/lumen/images/astronomy/the-solar-interior-theory/OSC_Astro_16_03_Rising3.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2020/01/New-view-of-the-Sun.jpg
• https://assets.iflscience.com/assets/articleNo/68023/aImg/66506/pcp-m.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg/671px-Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg.png
• https://sgp1.digitaloceanspaces.com/awe/awedmin/__sized__/post_headers/CNO_cycle-thumbnail-1000×525-70.jpg
• https://static.sciencelearn.org.nz/images/images/000/000/244/original/Proton-proton-chain-reaction20150924-22473-1a5pn6c.jpg?1674163957
• https://nuclear-power.com/wp-content/uploads/2014/11/nuclear_fusion.jpg
• https://solar-c.nao.ac.jp/img/[email protected]
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9f/Solar_eclips_1999_5.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2021/09/Judge-frontis-hero.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2007/12/2007-1203heliosphere.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/43/PIA22835-VoyagerProgram%26Heliosphere-Chart-20181210.png
• https://earthsky.org/upl/2017/12/green-flash-double-Chris-Mannerino-Sunset-Cliffs-San-Diego-CA-12-13-2017-e1513514475182.jpg
• https://www.greenrhinoenergy.com/solar/radiation/images/solar-constant.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/Christian-Parigger/publication/45908403/figure/fig6/AS:306024780189701@1449973401403/Neutrino-image-of-the-Sun.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/Solar_wind_Speed_interplanetary_magnetic_field.jpg
• https://www.nasa.gov/wp-content/uploads/2016/03/march_14-picturing_magnetic_field_lines_2.jpg
• https://www.nasa.gov/wp-content/uploads/2016/01/min-max.png
• https://www.weather.gov/images/fsd/astro/Sun_sunspot.jpg
• https://www.spaceweatherlive.com/images/help/zonnevlekken/sunspot_penumbra_umbra.jpg
• https://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a000000/a003800/a003832/SDO_Earth_scale_wide_1334x756.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/46PJLXCiJJcB8HZwLygdJT.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5c/Carbon14_with_activity_labels.svg/1920px-Carbon14_with_activity_labels.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9e/Sunspot_butterfly_graph.gif
• https://i0.wp.com/www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2019/03/030819_cg_solarevent_feat.jpg
• https://www.windows2universe.org/spaceweather/images/PS_blackout_Quebec_s.gif
• https://turuhi.com/resources/wp-content/uploads/2022/04/Seeing-the-Northern-Lights-in-Alaska-Turuhi.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a8/Skylab_IV-view_of_telescope.jpg
• https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Smm.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6f/NASA_SOHO_spacecraft.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/28/The_Ulysses_spacecraft_undergoes_testing_at_the_vacuum_spin-balancing_facility_in_ESTEC.jpg
• https://d2pn8kiwq2w21t.cloudfront.net/original_images/missionswebgenesis_i0SDszF.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2019/10/solar_orbiter/20813939-1-eng-GB/Solar_Orbiter.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/observingsunposter.jpg
• https://room.eu.com/images/contents/issue18-Proba-3-artificial-eclipse-concept.jpg