Atmosféra Slunce

Fotosféra

Je vnější vrstva slunečního povrchu, ze které přichází viditelné záření. Její tloušťka je asi 300 km.

Z jejího pozorování jsou odvozené fyzikální vlastnosti Slunce. Nachází se bezprostředně nad konvektivní zónou. Na dně fotosféry přestává působit vztlaková síla, která způsobuje konvekci a její jevy pozorujeme jako granulaci, supergranulaci a oscilaci v případě klidného Slunce a jako skvrny v případě aktivního Slunce.

Tato vrstva má na své spodní hranici teplotu přibližně 6000 K a na horní hranici 4300 K – což je teplotní minimum. S výškou klesá hustota a tlak plynu, ale vzrůstá neprůzračnost, proto vzrůstá pohlcování záření. Většina slunečního záření se vyzařuje z fotosféry, přičemž maximum záření připadá na viditelnou část spektra. Ve fotosféře zároveň můžeme též pozorovat Fraunhoferovy absorpční spektrální čáry. Tyto spektrální čáry jsou nazvané podle J. Fraunhofera, který je podrobně popsal a katalogizoval roku 1815. Nejvýraznější Fraunhoferovy čáry byly označeny písmeny A až K ve směru od dlouhovlnného červeného konce až po krátkovlnný modrý konec viditelné oblasti spektra.

Chromosféra

Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. Její tloušťka je přibližně 10000 – 16000 km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión kelvinů. Spodní část chromosféry je poměrně rovinná. Ve střední části vznikají spikuly. Hranice mezi korónou a chromosférou není ostře ohraničená a v oblasti bez spikul splývá s horní hranicí střední chromosféry. Chromosféru můžeme pozorovat buď při zatmění Slunce (tehdy můžeme pozorovat i bleskové spektrum) nebo pomocí spektrohelioskopu nebo pomocí monochromatických filtrů v čarách vodíku či vápníku. Ve světle vodíkové čáry Hα nebo čáry K ionizovaného vápníku můžeme pozorovat chromosférickou síť. Vytvářejí jí hranice supergranulí, na kterých je zesílené magnetické pole. Nad aktivními oblastmi se v chromosféře pozorují sluneční erupce trvající několik minut.

Koróna

Vznik jednotlivých složek záření koróny:

1. Koróna K: (kontinuální, spojitá) elektronová koróna neboli koróna spojitého spektra vzniká rozptylem fotosférického světla na volných elektronech koróny.
2. Koróna F: Fraunhoferova, neboli prachová koróna vzniká rozptylem záření na relativně těžších částicích meziplanetárního prachu a ve spektru se vyskytují Fraunhoferovy čáry.
3. Koróna E: emisní koróna vzniká emisí (vyzařováním) iontů koronálního plynu. Nejvýraznější spektrální čáry, ve kterých se pozoruje koróna, jsou:

1. Červená čára (637,4 nm, iont Fe X) – je charakteristická pro klidné oblasti Slunce a minimum 11-letého slunečního cyklu.
   
2. Zelená čára (530,3 nm, iont Fe XIV) – pozorujeme ji v aktivních oblastech
   
3. Žlutá čára (569,4 nm, iont Ca XV), která se vyzařuje v oblastech blízko erupcí a nad obrovskými skvrnami.

Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr. Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy. V okolí Země dosahuje nadzvukové rychlosti 409 km.s^-1. Jeho hustota je v závislosti na aktivitě Slunce 10-100 částic na cm³.

Rozpínající se plazma vynáší siločáry slunečního magnetického pole, čímž se tvoří meziplanetární magnetické pole.

Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné množství zářivé energie vyzařované z fotosféry. Tyto vrstvy jsou pro záření značně průhledné, proto bychom očekávali spíše pokles teploty se vzrůstající výškou. Ve skutečnosti je to ale právě naopak. Tento jev označujeme jako problém zahřívání koróny. Podle nejnovějších teorií je zahřívána rekonexí magnetických indukčních čar.