Slnko

Slnko je naša najbližšia hviezda. Svetlo z neho letí na Zem približne 8 minút a 20 sekúnd, pričom z našej druhej najbližšej hviezdy, Proxima Centauri, letí svetlo na Zem 4,2 roka. Intenzita svetla dopadajúceho zo Slnka je preto s intenzitou svetla, ktoré na Zem dopadá zo vzdialených hviezd, neporovnateľná. Vzdialenosť Zeme od Slnka sa mení v rozpätí od 147 097 000 km (perihélium) do 152 099 000 km (afélium). Tieto zmeny však nespôsobujú veľké kolísanie teploty na Zemi a nie sú ani príčinou striedania ročných období. Slnečná energia je základom takmer všetkých procesov prebiehajúcich na povrchoch jeho planét a teda aj na Zemi. Žiarenie, ktoré je najintenzívnejšie v oblasti okolo zemského rovníka, zahrieva vzduch viac v rovníkových vrstvách ako vo vyšších zemepisných šírkach. Zahriaty vzduch sa z dôvodu svojej nižšej hustoty dvíha a prúdi do miest vzdialenejších od rovníka, kde sa ochladzuje a klesá. Táto cirkulácia umožňuje vznik globálnych tepelných režimov. Podobný proces prebieha aj v oceánoch, kde dochádza k výraznejšiemu zahrievaniu rovníkových vôd, ktoré sa potom pohybujú smerom k pólom.^[2] Od slnečnej energie teda nevyhnutne závisia podnebie, počasie a teplota na Zemi. Slapové sily Slnka spôsobujú slnečný príliv a odliv. Slnko priamo neovplyvňuje napríklad sopečnú a tektonickú aktivitu a mesačný príliv a odliv. Slnečná energia sa využíva aj v energetike a to buď priamo (cez solárne panely), alebo jej dôsledky (veterná energia, vodná energia, energia zo spaľovania produktov organizmov, ktoré ju zachytili fotosyntézou).

Zemská atmosféra neprepúšťa celé spektrum slnečného žiarenia, iba všetky vlnové dĺžky viditeľného svetla, časť ultrafialového žiarenia, časť infračerveného a časť rádiového žiarenia. Okrem najzákladnejších fyzikálnych a chemických procesov (napr. udržanie vody na Zemi v kvapalnom skupenstve) je slnečná energia nevyhnutná pre zrakovú orientáciu živočíchov a fotosyntézu rastlín, rias a fotoautotrofných mikróbov. Od produktov fotosyntézy sú priamo či nepriamo závislé takmer všetky ostatné živé organizmy na Zemi. Ultrafialové žiarenie navyše podmieňuje tvorbu vitamínu D v koži človeka, väčšinou však má nepriaznivé mutagénne účinky. Od zdanlivého pohybu Slnka sa odvodzuje tiež pravý slnečný čas, ktorého upravená hodnota – stredný slnečný čas – je základom merania času v bežnom ľudskom živote. Doba obehu Zeme okolo Slnka, jeden rok, je základom kalendára.

 

 

Slnko bolo v staroveku v mnohých kultúrach uctievané ako božstvo. V starovekom Grécku bol bohom Slnka Helios. Tento boh cestoval každý deň po oblohe v zlatom voze. V starovekom Ríme to bol Sol a v starovekom Egypte sa boh Slnka nazýval aj Ré, Ra alebo Amon. V astrológii je okrem iného symbolom vitality. Vo viacerých kultúrach bolo Slnko symbolom života a znovuzrodenia.

Anaxagoras sa v roku 434 pred Kr. domnieval, že Slnko je kopa horiaceho kamenia, o málo väčšia než Grécko. Anaximandros si predstavoval vznik Slnka takto: látka plodiaca od večnosti teplo a chlad sa pri vzniku tohto sveta oddelila. Z nej okolo vzduchu, ktorý obklopuje Zem, vyrástla akási ohnivá guľa ako kôra okolo stromu. Keď sa potom táto guľa roztrhla a rozdelila do rozličných kruhovitých pásov, vznikli Slnko, Mesiac a hviezdy. Slnko je kruh dvadsaťosemkrát väčší než Zem, podobný vozovému kolesu; má dutý veniec bahrov plný ohňa, a na jednom mieste cez ústie ukazuje oheň akoby cez otvor mechu. (z Aetia)

Podľa predstáv mnohých civilizácií Slnko obiehalo okolo Zeme a nie Zem okolo Slnka. Aristoteles vo svojom modeli vesmíru umiestnil Slnko medzi obežnú dráhu Mesiaca a Merkúra. Táto predstava sa udržiavala ešte veľmi dlho. Napriek tomu, že Aristarchos zo Samu zastával názor, že Zem obieha okolo Slnka, jeho heliocentrické predstavy sa neujali. Názor, že Zem je stredom vesmíru, pretrvával až do roku 1507, keď Mikuláš Kopernik predložil svoje prvé tézy o heliocentrizme. Vo výskume Slnka výrazne pomohol aj objav ďalekohľadu. Galileo Galilei pomocou neho pozoroval slnečné škvrny. Toto zistenie pobúrilo katolícku cirkev, pretože až dovtedy sa tradovalo, že Slnko sa skladá z „dokonalého, čistého éteru“ a teda nemôže obsahovať tmavé miesta. V nasledujúcich dvoch rokoch sa však vyskytli minimálne štyri ďalšie pozorovania slnečných škvŕn.

V 17. storočí jezuita Christoph Scheiner zistil, že Slnko rotuje okolo svojej osi podobne ako Zem. Tento objav urobil na základe pozorovania slnečných škvŕn. Ďalší pokrok v približovaní sa ku skutočnej podstate Slnka spravili Keplerove zákony a Newtonov gravitačný zákon. Vďaka nim sa zistilo, že Slnko je veľmi hmotné a všetky telesá Slnečnej sústavy obiehajú okolo neho. Veľkosť a vzdialenosť Zeme od Slnka boli po prvýkrát pomerne presne určené v roku 1672 Giovannim Cassinim a Johnom Flamsteedom.

V roku 1814 nemecký astronóm Joseph von Fraunhofer použil spektroskop pre analýzu slnečného svetla a zistil, že spektrum Slnka je prerušované tmavými absorpčnými čiarami. Tieto čiary boli pomenované Fraunhoferove čiary a zohrali veľkú úlohu pri poznávaní chemického zloženia Slnka.

Druhá polovica 19. storočia bola venovaná intenzívnemu štúdiu Slnka a hviezd, pretože už bolo známe, že Slnko je tiež hviezda, a poznávanie Slnka nám umožňuje poznať aj ostatné hviezdy, a naopak, výskum hviezd pomôže prehĺbiť poznatky o Slnku. Príčina jeho žiarenia však ostávala dlho nejasná. Jedna hypotéza vyslovená škótskym inžinierom Johnom Waterstonom, hovorila, že vyžiarená energia pochádza z gravitačnej kontrakcie Slnka. Druhá hypotéza, ktorú predložil J. Mayer, hovorila, že teplota Slnka je udržiavaná dopadmi meteoritov na jeho povrch. Ďalším významným krokom v spoznávaní Slnka bol objav spektroskopie. Vďaka nej bolo možné spoznať chemické zloženie Slnka. Ako ďalší možný zdroj energie Slnka sa začala pokladať jadrová reakcia. Formy jadrovej reakcie však mohli byť rôzne (fúzia, jadrový rozpad). Až v roku 1938 navrhol nemecký fyzik Hans Bethe jadrovú fúziu ako zdroj energie Slnka. Táto teória bola definitívne potvrdená až v roku 2002.

Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso Slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000-násobne väčší objem. Je to obrovská rotujúca plazmová guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou ako hustota vody.^[3] Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narastá. Je to tiež pomerne obyčajná hviezda Galaxie patriaca k jej diskovej populácii. Jeho hmotnosť a svietivosť je však väčšia ako priemer hviezd nachádzajúcich sa v Mliečnej ceste, ktorý sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemerne hmotnostné a svietivé hviezdy v Galaxii sú červené trpaslíky. V porovnaní s nimi je teda hmotnosť a svietivosť Slnka nadpriemerná, v porovnaní s hviezdami viditeľnými na oblohe voľným okom je však podpriemerná. Voľným okom totiž vidíme väčšinou len tie najväčšie a najžiarivejšie hviezdy (červené trpaslíky voľným okom nie sú pozorovateľné) v našom hviezdnom okolí. Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda (netvorí dvojhviezdny alebo viacnásobný systém) a tiež nie je členom žiadnej hviezdokopy. Nachádza sa síce vo vnútri pohybovej hviezdokopy Collinder 285, ale nezdieľa pohyb jej členov a teda k nej nepatrí (členovia pohybovej hviezdokopy musia zdieľať podobný smer a rýchlosť pohybu).

Slnko je hviezda hlavnej postupnosti, spektrálnej triedy G2. Hviezdy rovnakého spektrálneho typu ako Slnko pozorujeme na oblohe ako žlté. Hoci Slnko vyžaruje žiarenie v celom elektromagnetickom spektre, najintenzívnejšie vyžarovanie má na vlnovej dĺžke 501 nm. Tejto hodnote je blízke aj maximum citlivosti ľudského oka pri jasnom osvetlení (555 nm). Nakoľko však slnečné spektrum obsahuje všetky farby, pri pohľade z vesmíru alebo vyšších vrstiev atmosféry Zeme vyzerá byť biele. Ak jeho svetlo prechádza cez prekážky (oblaky) alebo cez hrubšiu vrstvu atmosféry (pri východe a západe), jeho farba je skreslená na žltú, oranžovú až červenú.^[4] Hlavná postupnosť, označovaná aj ako V, znamená, že Slnko je v stabilnom štádiu vývoja a v svojom jadre premieňa ľahký vodík (prócium) na hélium. Hviezdy hlavnej postupnosti typu G sa niekedy zvyknú označovať aj ako trpaslíky na odlíšenie od žltých obrov a nadobrov, čo sú rovnako sfarbené hviezdy, ktoré už v jadrách nespaľujú vodík.

Slnko je takmer dokonalá guľa^[5] so sploštením približne 11 milióntin, čo znamená, že polárny priemer sa líši od rovníkového iba o 10 km. To je čiastočne preto, že odstredivý efekt slnečnej rotácie je 18 miliónkrát slabší ako príťažlivosť na povrchu (na rovníku).

Podobne ako Zem, aj Slnko má vlastnú súradnicovú sieť, ktorá slúži napríklad na určovanie polohy slnečných škvŕn. Táto sústava sa nazýva heliografická sústava súradníc a určuje sa na nej heliografická dĺžka a heliografická šírka. Heliografická šírka sa meria od slnečného rovníka, vzťažnou kružnicou pre heliografickú dĺžku je tzv. Carringtonov poludník.

Zloženie Slnka nie je presne známe. Sonda Genesis, ktorá mala odobrať vzorky hmoty unikajúcej zo Slnka, zlyhala v roku 2004, keď sa jej neotvoril padák pri vstupe do zemskej atmosféry. Množstvo informácií o chemickom zložení Slnka máme zo slnečného spektra. Všeobecne sa však udáva, že 92,1 % Slnka tvorí vodík a 7,8 % hélium (tieto percentá udávajú počet atómov, z hľadiska hmotnosti tvorí vodík 75 % a hélium 25 %). Samotný prvok hélium bol vďaka spektroskopii prvýkrát objavený práve na Slnku (z čoho pochádza aj jeho názov), až potom bol nájdený aj na Zemi. V jadre je zastúpenie hélia väčšie ako vo vonkajších vrstvách, pretože od jeho vzniku tu neustále prebieha premena vodíka na hélium. V jadre tvorí vodík už iba 34 % a hélium 64 %. Rozborom slnečného spektra sa tiež zistilo, že väčšinou v stopových množstvách Slnko obsahuje všetky chemické prvky známe aj na Zemi. Atómy Slnka prakticky nevytvárajú molekuly a pod vplyvom vysokej teploty sú spravidla silne ionizované.

 

Slnečné teleso a jeho atmosféra – heliosféra – sa delia na niekoľko vrstiev. Vrstvy Slnka od stredu na povrch sú nasledovné:

Bližšie informácie v hlavnom článku: Jadro Slnka

Za jadro Slnka sa považuje oblasť, ktorá siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu. Má teplotu 14 000 000 K, tlak v strede 1,50×10¹¹ atmosfér. V jadre je sústredených až 49,9% celkovej slnečnej hmotnosti. Pri takejto teplote sú už atómy rozložené na jadrá a samostatne sa pohybujúce elektróny. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha termonukleárna reakcia (nukleárna fúzia), premieňajúca ľahký vodík (prócium) na hélium. Slnečný typ reakcie má tri fázy a označuje sa ako protón-protónový cyklus. Každú sekundu sa premení okolo 8,9×10³⁷ protónov (jadier vodíka) na jadrá hélia (inými slovami: 700 miliónov ton vodíka fúzuje na 695 miliónov ton hélia). Zo štyroch jadier atómov prócia vzniká jedno jadro hélia. Každú sekundu v jadre prebehne rádovo 10³⁸ reakcií. Drvivá väčšina uvoľnenej energie má formu gama žiarenia a postupuje do radiačnej zóny. Fyzici sú schopní spustiť neriadenú termonukleárnu reakciu vo vodíkovej bombe.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Oblasť žiarivej rovnováhy

Je to priestor medzi jadrom Slnka a styčnou vrstvou. Má teplotu 2 000 000 K až 7 000 000 K. 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 žiarenie postupuje smerom k povrchu len veľmi pomaly. Zároveň vzrastá jeho vlnová dĺžka, čím klesá jeho energia. 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.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Konvektívna zóna

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 turbulencie 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.

 

Bližšie informácie v hlavnom článku: Fotosféra

Fotosféra je viditeľný povrch Slnka a najchladnejšia časť Slnka. Pochádza z nej všetko viditeľné žiarenie Slnka, ktoré v spodnejších vrstvách narážalo na prekážky. Občas sa označuje aj ako najspodnejšia časť atmosféry Slnka. Má hustotu 10²³ častíc/m³ a teplota je asi 5 700 K. Jej hrúbka je asi 200 až 300 km. 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 vo fotosfére sa nazývajú supergranulácie, obrie cely a slnečné oscilácie. Slnečné oscilácie vznikajú vďaka zvukovým vlnám v konvektívnej vrstve Slnka. Ich skúmaním sa zaoberá helioseizmológia. Príležitostne sa v niektorých miestach fotosféry zjavujú tmavé miesta – slnečné škvrny – alebo naopak jasné fakulové polia.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Chromosféra

Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrubá asi 15 000 km, táto hodnota je však veľmi premenlivá. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz tesne pri okraji mesačného disku. 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 20 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).

Bližšie informácie v hlavnom článku: Prechodová oblasť

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.^[6]

 

Bližšie informácie v hlavnom článku: Koróna (astronómia)

Koróna je hrubá od 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. Tvar koróny je premenlivý.

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.

Termojadrové reakcie v strede Slnka produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa ${\displaystyle E=mc^{2}}$ ) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×10¹⁶ ton TNT za sekundu. Táto termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.

 

Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a neutrín. Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom konvekcie, absorpcie a emisie a opúšťa ho v podobe elektromagnetickej radiácie a neutrín (a v malej miere tiež ako kinetická a termálna energia slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné svetlo, opúšťa Slnko cez fotosféru. Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1 000 rokov.

Tlak žiarenia, ktoré sa dostáva na povrch Slnka, je obrovský, a vyrovnáva pôsobenie gravitačnej sily, ktorou sú všetky časti Slnka priťahované k jeho stredu. Vďaka tomu sa Slnko pod vplyvom svojej obrovskej gravitácie nezmenšuje, ani sa nerozpína pod vplyvom tlaku žiarenia. Hovoríme, že Slnko je v hydrostatickej rovnováhe.

Slnečné neutrína možno detegovať pomocou neutrínových detektorov. Sledovanie slnečných neutrín nám môže poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov. Neutrína totiž s hmotou reagujú len veľmi slabo a vysoká hustota vnútra Slnka ich teda nezdržuje v ceste do kozmu. Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší ako počet neutrín predpovedaných teóriou. Tento rozdiel medzi predpokladaným a skutočným počtom neutrín sa dlho nepodarilo uspokojivo vysvetliť. Meranie neutrínového detektora Subdury Neutrino Observatory však potvrdilo predpokladanú teóriu, že neutrína majú nenulovú hmotnosť a že počas svojej cesty zvnútra Slnka k Zemi neutrína oscilujú medzi elektrónovým neutrínom, miónovým neutrínom a tauónovým neutrínom. Detektory používajúce chlór alebo gálium však mohli zachytiť len elektrónové neutrína, čiže len tretinu celkového počtu slnečných neutrín.^[7].

Od svojho vzniku už Slnko spotrebovalo polovicu svojich zásob vodíka. Ďalších približne 5 miliárd rokov bude ešte v Slnku prebiehať termonukleárna reakcia, až kým sa neminú zásoby vodíka v jadre. Vtedy sa na krátky čas poruší hydrostatická rovnováha. V konečnom dôsledku narušenia rovnováhy sa vonkajšie vrstvy Slnka nafúknu do rozmerov tzv. červeného obra, čím pravdepodobne pohltia niektoré vnútorné planéty našej sústavy.

 

Slnko má silné magnetické pole. Celkové magnetické pole Slnka má hodnotu približne 10⁻⁴ tesla, lokálne polia slnečných škvŕn dosahujú až 10⁻¹ T^[8]. Väčšina útvarov na jeho povrchu, ako aj slnečná aktivita, úzko súvisia s magnetickým poľom. Slnko je magneticky premenná hviezda. Polarita jeho poľa a orientácia jeho siločiar sa mení spolu s 11-ročným slnečným cyklom. V maxime slnečného cyklu je magnetické pole Slnka veľmi zložité, v minime je najviac zastúpený dvojpólový moment.

Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorej sa sformovalo Slnko a ostatné objekty Slnečnej sústavy. Toto pole sa podľa posledných meraní vyskytuje všade na Slnku. Ďalšia zložka celkového magnetického poľa sú tzv. lokálne magnetické polia. Sú veľmi premenlivé a najsilnejšie sa nachádzajú v miestach tzv. aktívnych oblastí. Vznik tohoto magnetického poľa, ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov, nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.

Ako všetky hviezdy, aj Slnko rotuje. Plazma, z ktorej je Slnko zložené, umožňuje, aby sa toto teleso neotáčalo okolo osi rovnakou rýchlosťou v celom svojom objeme. Na rovníku rotuje rýchlejšie ako vo vyšších heliografických šírkach. Takáto nerovnomerná rotácia sa nazýva diferenciálna rotácia a okrem hviezd je typická aj pre plynné planéty. Kvôli tomuto rozdielu je magnetické pole Slnka deformované a tvarom pripomína silotrubicu. Táto deformácia magnetického poľa tiež spôsobuje erupcie a spúšťa vytváranie slnečných škvŕn a protuberancií.

Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnaní s inými hviezdami hlavnej postupnosti pomaly. Na rovníku sa otočí raz za 25,38 dňa, na póloch raz za 36 dní. Vnútro Slnka sa otáča ako tuhé teleso jednotnou rýchlosťou jedna otáčka za 27 dní. Toto je synodická doba rotácie, čiže rotácia, ktorá berie do úvahy aj pohyb Zeme okolo Slnka.

Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy takmer nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore pohyb. Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov za 226 MY (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch. Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po kružnici. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva galaktický rok. Slnko má zhruba 15 až 20 galaktických rokov, čiže od svojho vzniku absolvovalo už 15 až 20 obehov.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Slnečná aktivita

Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním. Následkom týchto procesov je zmena magnetického poľa a zmena množstva vyvrhovaných častíc do okolitého priestoru. Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú slnečný vietor. Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Je to preto, lebo sledujú siločiary slnečného magnetického poľa, ktoré v dôsledku svojej rotácie deformuje magnetické pole do tvaru tzv. Archimedových špirál. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. koronálne diery. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.

 

V perióde slnečného cyklu sa mení tiež celkové množstvo jeho žiarenia – celkové vyžarovanie, nazývané tiež nesprávne aj slnečná konštanta. Táto hodnota však nie je konštantná. Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×10⁶, celý povrch Slnka 3,826×10²⁶ J^[9]. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 ¹⁷ J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do 800 km/h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na družice a astronautov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje geomagnetické búrky, ktoré majú za následok poruchy navigácie, výpadky bezdrôtového spojenia, prípadne výpadky elektrického prúdu. Slnečná aktivita sa mení v závislosti od slnečného cyklu. Stredná dĺžka slnečného cyklu je 11 rokov. Tento cyklus má asymetrický tvar: nábeh cyklu do maxima trvá približne 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalší – 7 rokov. Jeho najviditeľnejším prejavom sú slnečné škvrny. V čase slnečného minima sa na Slnku takmer nevyskytujú, v maxime je ich zase veľké množstvo. Maximá výskytu škvŕn nie sú rovnaké, pretože ich prekrýva druhý, 80-ročný slnečný cyklus. Ďalším prejavom slnečnej aktivity sú protuberancie. Protuberancie sú gigantické výrony plynu do slnečnej atmosféry, ktoré môžu nadobudnúť tvar slučiek.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Slnečná sústava

Slnko je jednoznačne dominantné teleso Slnečnej sústavy. Má 745-krát väčšiu hmotnosť ako všetky jej planéty spolu s Plutom dokopy. Slnko obiehajú planéty, asteroidy, meteoroidy, kométy a prach. Nie všetky objekty prechádzajúce Slnečnou sústavou sú gravitačne zachytené na obežných dráhach okolo Slnka, ale tieto výnimky sú zriedkavé a ich hmotnosť je malá. Medzihviezdne častice prechádzajúce slnečnou sústavou majú priemernú rýchlosť 26 km/s a ich rozmery len zriedka presiahnu jeden mikrometer.^[10]

Obežné dráhy telies sú vo veľkej väčšine prípadov eliptické. Ich pohyb okolo Slnka popisujú Keplerove zákony. Na to, aby teleso opustilo obežnú dráhu okolo Slnka vo vzdialenosti 1 AU, musí vyvinúť minimálne tretiu kozmickú rýchlosť.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Slnko pravdepodobne vzniklo spolu s celou slnečnou sústavou zo slnečnej hmloviny. Pôvodná medzihviezdna hmota sa zhruba pred 7 miliardami rokov rozpadla na malé a relatívne husté útvary – globuly. Materiál v strede globuly sa vďaka gravitačnej kontrakcii postupne zahusťoval. Odstredivá sila zrýchľujúcej sa rotácie hmloviny sploštila pôvodne guľatú globulu do protoplanetárneho disku. V jeho strede sa utvorila protohviezda, v ktorej strede naďalej rástla hustota a tlak, až kým sa nezapálili termojadrové reakcie a Slnko sa nedostalo do stabilného štádia hlavnej postupnosti.

Dĺžka života hviezdy typu G2 je približne 10 miliárd rokov (10 GY) a Slnko vzniklo asi pred 4,5 miliardami rokov. Čaká ho teda ešte približne ďalších 5 miliárd rokov stabilnej existencie. Potom sa zásoby vodíka v jeho jadre minú, termojadrové reakcie na chvíľu prestanú a tlak žiarenia prestane pôsobiť proti tlaku jeho vlastnej gravitácie. Jadro sa zmrští, jeho teplota a tlak sa zvýši a dôjde k syntéze hélia na ďalšie chemické prvky, napríklad uhlík a kyslík. To mu zabezpečí stabilitu na ďalších pár miliónov až miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy sa však začnú rozpínať, rednúť a chladnúť. Slnko prejde do štádia červeného obra. Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí Merkúr, Venušu a možno aj Zem.

Zásoby hélia v jadre však tiež nie sú večné. Po ich minutí opäť dôjde k zastaveniu jadrových reakcií a tentoraz už nebude mať čo zabrániť jadru Slnka v gravitačnom kolapse. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na bieleho trpaslíka – malú hustú horúcu hviezdu svietiacu však iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu planetárnu hmlovinu. Biely trpaslík napokon vychladne. Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a planetárnej sústavy.

Pozri aj: Vznik hviezdy, vývoj hviezd

 

Zem obieha okolo Slnka a zároveň rotuje okolo svojej osi. Vďaka rotácii Zeme smerom zo západu na východ sa Slnko zdanlivo pohybuje opačným smerom – z východu na západ. Azimut jeho východu a západu sa mení v závislosti od ročného obdobia. V rámci zemepisnej šírky ostáva rovnaký len uhol, pod ktorým vychádza a zapadá. Na 48° severnej zemepisnej šírky (južné časti Slovenska) Slnko vychádza aj zapadá pod uhlom 42°. Na rovníku Slnko vychádza a zapadá pod uhlom 90°. Na póloch je uhol jeho východu nulový – nad a pod obzor ho vynáša len zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Uhol, pod ktorým Slnko vychádza, ovplyvňuje aj dĺžku súmraku. Tá je najmenšia na rovníku a najväčšia na póloch.

Obeh Zeme okolo Slnka spôsobuje zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Tento pohyb sa deje proti smeru zemskej rotácie. Preto je slnečný – synodický deň o štyri minúty dlhší ako hviezdny – siderický. Slnko postupne prechádza zvieratníkovými súhvezdiami a znameniami zvieratníka. Dvakrát za rok prejde Slnko svetovým rovníkom a to v čase rovnodennosti. Od svetového rovníka sa nikdy nevzdiali na väčšiu vzdialenosť ako 23,5° (sklon rotačnej osi Zeme). Tým sa mení maximálna výška Slnka nad južným bodom horizontu. Na 48. rovnobežke sa jeho výška mení od 18,5° (zimný slnovrat) do 65,5° (letný slnovrat). Od výšky Slnka nad obzorom závisí hrúbka atmosféry, cez ktorú jeho žiarenie prechádza. Čím hrubšiu vrstvu atmosféry musí slnečné žiarenie prekonať, tým viac sa ho pohltí a tým menej ho dopadne na povrch. Preto je v zime, keď je Slnko nízko, omnoho chladnejšie ako v lete, keď Slnko stojí vysoko. Na obeh Zeme okolo Slnka sa vzťahujú ekliptikálne súradnice. Nakoľko Zem obieha Slnko nerovnomernou rýchlosťou, Slnko nekulminuje každý deň presne o dvanástej, resp. v letnom čase o jednej hodine. Tieto rozdiely medzi pravým slnečným časom a stredným slnečným časom vyrovnáva časová rovnica. Odfotografovaním každodennej polohy Slnka o tom istom čase dostaneme krivku s názvom analema.

 

Bližšie informácie v hlavnom článku: Zatmenie Slnka

Zatmenie Slnka je jav, pri ktorom sa Slnko, Mesiac a Zem dostanú do jednej priamky. Stane sa to vtedy, keď je Mesiac v nove a zároveň v blízkosti roviny ekliptiky. Na určitých miestach pri pohľade zo Zeme Mesiac dočasne zakryje Slnko. Zhodou okolností je pre pozemského pozorovateľa uhlová veľkosť Slnka približne rovnaká ako uhlová veľkosť Mesiaca, takže mesačný disk môže Slnko úplne zakryť. Vtedy hovoríme o úplnom zatmení. Úplné zatmenie Slnka sa prejaví len na úzkom páse, ktorý sa nazýva pás totality. Mimo tohto pásu je oveľa širšia oblasť, z ktorej možno pozorovať čiastočné zatmenie. Pri čiastočnom zatmení Mesiac zakryje len časť slnečného disku a takýto pokles jasnosti väčšinou nie je voľným okom pozorovateľný. V miestach úplného zatmenia Slnka dôjde k ochladeniu, zotmeniu a najjasnejšie hviezdy sa stanú viditeľnými. V minulosti sa v niektorých kultúrach tomuto prírodnému javu prisudzovali náboženské a mystické významy. Niekedy sa zatmenia využívali aj na vojenské účely. Pre astronómov mali úplné zatmenia Slnka veľký význam, pretože len počas nich bolo možné pozorovať slnečnú atmosféru a telesá v tesnej uhlovej blízkosti Slnka, ktoré boli inak prežiarené. Hoci v súčasnosti možno určité javy v slnečnej atmosfére pozorovať aj mimo zatmení pomôckou zvanou koronograf, slabšie vrstvy koróny a telesá v tesnej blízkosti Slnka sa mimo zatmenia zo Zeme pozorovať nedajú. Pri prstencovom zatmení Mesiac nezakryje Slnko celkom, ale po okrajoch zostáva viditeľný úzky prstenec slnečného kotúča.

Slnko má na oblohe zdanlivý uhlový priemer asi 0,5°, presnejšie 31 oblúkových minút 59,2 sekundy v čase strednej vzdialenosti od Zeme. Je to jediná hviezda, na ktorej povrchu sú pozorovateľné nejaké detaily a tiež jediná hviezda, ktorú môžeme (bez využitia špeciálnej optiky) pozorovať ako kotúčik. Pozorovanie Slnka voľným okom je však nebezpečné. Aj letmý pohľad na Slnko môže vážne poškodiť zrak. Bezpečné nie je ani pozorovanie cez zadymené sklo. Na pozorovanie Slnka, či už voľným okom alebo ďalekohľadom, sa odporúča používať špeciálne slnečné filtre. U ďalekohľadov je oveľa bezpečnejšie použiť objektívové filtre ako okulárové. Okulárové filtre sa môžu používať len pri refraktoroch a hrozí ich nečakané prasknutie alebo poškodenie zraku. Okulárové filtre tiež veľmi zaťažujú optiku ďalekohľadu.

Ďalší spôsob pozorovania Slnka je projekcia. Tú je takisto možné robiť len cez refraktor, najlepšie triéder. Projekcia je premietanie obrazu Slnka cez neclonený ďalekohľad na podložku, napr. papier. Výhodou tejto metódy je, že takto môže Slnko pozorovať viacero pozorovateľov naraz a tiež je to jedna z najbezpečnejších metód pozorovania Slnka. Ďalekohľadom je možné pozorovať Slnko tiež fotograficky.

 

Prakticky jediný útvar, ktorý sa dá na povrchu Slnka vidieť voľným okom, je slnečná škvrna, častejšie je však na ich pozorovanie potrebný aspoň malý ďalekohľad. Za dobrých podmienok sú ďalekohľadom pozorovateľné aj póry a fakulové polia. Pri úplnom zatmení Slnka alebo za použitia špeciálneho ďalekohľadu je však možné vidieť aj pôsobivé protuberancie, chromosféru a korónu. Tieto útvary sa dajú pozorovať aj mimo zatmenia koronografom, ktorý však neumožňuje vidieť napríklad celú korónu, pretože slnečné svetlo rozptýlené v zemskej atmosfére je intenzívnejšie ako svetlo vzdialenejších častí koróny.

Pri vedeckom pozorovaní pozorovateľ vypĺňa pozorovací protokol, do ktorého zaznačí orientáciu kresby, miesto pozorovania, dátum a čas, pozorovacie podmienky, použitý filter a intenzitu viditeľnosti jednotlivých škvŕn. Pri zakresľovaní slnečných škvŕn cez ďalekohľad sa musia pridať údaje o heliografickej dĺžke stredu disku, heliografickú dĺžku centrálneho meridiánu, pozičný uhol rotačnej osi Slnka a číslo Carringhtonovej otočky v čase pozorovania.

Astronómovia sledujú Slnko buď veľkými zrkadlovými ďalekohľadmi, neutrínovými detektormi, slnečnými rádioteleskopmi, rádiointerferometrami, rádiopolarimetrami alebo rádiospektrografmi. Zrkadlové ďalekohľady umožňujú sledovať napríklad slnečnú fotosféru a javy prebiehajúce na nej. Neutrínové detektory zachytávajú slnečné neutrína, patrí medzi ne napríklad Slnečné observatórium Kamiokande (Japonsko). Rádioteleskopy zhromažďujú rádiové žiarenie Slnka pomocou jednej alebo niekoľkých parabolických antén. Rádiointerferometer je zariadenie skladajúce sa z dvoch alebo väčšieho počtu antén, ktoré sú elektricky spojené. Rádiopolarimeter meria polarizáciu slnečného rádiového žiarenia a rádiospektrograf zaznamenáva okamžité rozdelenie spektrálnej intenzity slnečných rádiových úkazov.

Päť najväčších optických observatórií na svete, ktoré sa špecializujú na pozorovanie Slnka a slnečných javov:

• Big Bear Solar Observatory (Kalifornia, USA)
• GONG (Global Oscillation Network Group)
• High Altitude Observatory (Colorado, USA)
• Instituto de Astrofísica, (Kanárske ostrovy)
• Kitt Peak National Solar Observatory (Arizona, USA)

 

Slnečné sondy sú zamerané na výskum Slnka, čomu je prispôsobené aj ich prístrojové vybavenie. Môžu byť umiestnené na zemskej orbite alebo obežnej dráhe okolo Slnka. Špeciálnym typom obežnej dráhy okolo Slnka je umiestnenie sondy v libračnom bode L1, čo je bod ležiaci na priamke medzi Slnkom a Zemou, v ktorom sa gravitačné sily Slnka a Zeme vyrovnávajú.

Ulysses (ESA, NASA)

Sonda, ktorá obiehala Slnko na dráhe nad slnečnými pólmi, vďaka čomu mohla pozorovať Slnko tak, ako to nie je možné zo Zeme alebo z roviny ekliptiky. Slúžila hlavne na výskum slnečného vetra.

SOHO (ESA, NASA)

Sonda obiehajúca Slnko v libračnom bode Zeme (L1). Cieľom sondy SOHO je pozorovanie koróny a slnečných oscilácií.

TRACE (NASA)

Družica obiehajúca okolo Zeme. Slúžila na výskum koróny a rozhrania chromosféra–koróna a pomáhala lepšie pochopiť vzťahy medzi magnetickým poľom Slnka a doteraz nevysvetleným zahrievaním koróny.

YOHKOH (NASA, Japonsko)

Táto sonda sledovala 10 rokov vysokoenergetické (röntgenové a gama) žiarenie Slnka.

STEREO (medzinárodná)

Dva takmer identické satelity, ktoré Slnko sledujú súčasne z dvoch rôznych miest na obežnej dráhe Zeme okolo Slnka. Slnko zobrazujú pomocou trojdimenzionálneho zobrazenia.

Hinode alebo Solar B (NASA, Japonsko, Spojené kráľovstvo)

Satelit na obežnej dráhe okolo Zeme, ktorý sleduje slnečný magnetizmus, erupcie a štruktúru a ohrev chromosféry a koróny.

Solar Dynamics Observatory (NASA)

Americké slnečné observatórium obiehajúce Zem vo výške 36 000 km. Fotografuje Slnko na mnohých rôznych vlnových dĺžkach. Denne vytvára desiatky tisíc fotiek našej najbližšej hviezdy.

Parker Solar Probe (NASA)

• 28. apríla 2021 preletela sonda, pri svojom ôsmom prelete okolo Slnka, vo výške približne 13 miliónov km nad povrchom a prvýkrát v histórii tak sonda vstúpila do slnečnej atmosféry.^[11][12]

Portál slnečná sústava

• Zatmenie Slnka
• Prechod Venuše
• Prechod Merkúra
• Východ Slnka
• Západ Slnka
• Pohyb Slnka
• Deň

• Vojtech Rušin: Slnko - Naša najbližšia hviezda, VEDA, 2006
• Róbert Čeman a Eduard Pittich: VESMÍR 1 Slnečná sústava, MAPA Slovakia Bratislava
• Josip Kleczek: Velká encyklopedie vesmíru, Praha, 2002
• Heather Couperová a Nigel Henbest: Encyklopédia vesmíru, Slovart, 2000
• Martin Rees: Vesmír, Ikar, a. s., Bratislava, 2006
• Keteřina Andréeová. Když to vane od Slunce. ASTROPIS, 2007, s. 6 – 10.
• Ivan Dorotovič: Pozorovanie slnečnej fotosféry, Slovenská ústredná hvezdáreň Hurbanovo, 1993

•   Wikicitáty ponúkajú citáty od alebo o Slnko
•   Commons ponúka multimediálne súbory na tému Slnko

• Vesmír okolo nás (Štruktúra Slnka)

• ŽEŇ OBJEVŮ 1998 (J. Grygar)

• Súčasné SOHO zábery
• Far-Side Helioseismická holografia Archivované 2009-04-16 na Wayback Machine zo Stanfordu
• Domovská stránka NASA Eclipse
• Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satelit
• Solárny zvuk zo Stanfordu
• Spaceweather.com
• Farba Slnka