| Slunce, ústřední těleso sluneční soustavy, je koule žhavých plynů, kolem níž obíhá naše planeta. Pro vše živé na Zemi je tak zdrojem nezbytného světla a tepla. Slunce získává svou energii díky termonukleárním reakcím, které probíhají ve slunečním jádru za vysokého tlaku a teploty 15 milionu °C. Přenos energie k povrchu se děje procesem, který je za daných podmínek nejúčinnější. Probíhá zářením ve vrstvě v zářivé rovnováze a dále pak prouděním tekutiny v konvektivní zóně. |
||
 |
Viditelný povrch Slunce tvoří fotosféra, tenká vrstva o tloušťce cca 500 km, teplotě 5800 °C, ze které k nám přichází většina světla. Můžeme zde pozorovat projevy konvekce, tzv. granulaci (vrcholky vzestupných proudů s dobou života přibližně 8 minut). Nejvýraznějším jevem jsou sluneční skvrny, tmavá místa ve fotosféře s teplotou cca 4000 °C, která vznikají v důsledku potlačení konvekce vlivem silného magnetického pole. Doba života skvrn závisí na jejich velikosti a pohybuje se od hodin u nejmenších, až po měsíce u největších. | |
 |
 |
|
 |
Nad fotosférou leží chromosféra s tloušťkou 2000 km, jejíž hustota je ve srovnání s fotosférou výrazně menší. Můžeme ji pozorovat pouze pomocí speciálních filtrů. Pohled do ní odhalí další projevy sluneční aktivity: protuberance (obří výtrysky hmoty), filamenty (protuberance promítající se na sluneční disk) či erupce. Atmosféru Slunce uzavírá koróna. Rozsáhlá oblast sahající do vzdálenosti mnoha miliónů kilometrů, tvořená velmi řídkým a horkým (cca 2 milióny °C) plazmatem |
|
 |
 |
|
| Nejenergetičtějším projevem aktivity Slunce jsou erupce, děje, při nichž se náhle uvolní velké množství energie. Větší erupce jsou provázeny výronem koronální hmoty (CME, coronal mass ejection). Při nich je ze sluneční koróny do hlubin sluneční soustavy vyvržen mrak řídkého žhavého plazmatu. Za příčinu sluneční aktivity, která není konstantní, ale mění se zhruba v jedenáctileté periodě (tzv. sluneční cyklus), je dnes obecně považováno magnetické pole Slunce. |
 |
 |
