Vnit°nφ Φßst Slunce le₧φcφ pod viditeln²m "povrchem" - fotosfΘrou nem∙₧eme pozorovat
p°φmo. Dφky matematick²m model∙m vÜak dnes pom∞rn∞ p°esn∞ vφme, jak vypadß
nitro Slunce. Zdrojem energie Slunce jsou termonukleßrnφ reakce, p°i kter²ch
dochßzφ k p°em∞n∞ lehΦφch prvk∙ v t∞₧Üφ za souΦasnΘho uvol≥ovßnφ energie.
Pro Slunce je momentßln∞ nejpodstatn∞jÜφ reakce, p°i nφ₧ dochßzφ k p°em∞n∞ vodφku
v helium. Tato reakce probφhß v jßdru (1) Slunce, kde panuje teplota asi 15.6 . 10
6 K. Ka₧dou sekundu se p°i nφ p°em∞nφ asi p∙l miliardy tun vodφku. Tato
reakce uvol≥uje asi 97% veÜkerΘ energie vyza°ovanΘ Sluncem. Zb²vajφcφ
Φßst p°ipadß na jinΘ termonukleßrnφ reakce. Energie se ve vnit°nφ Φßsti Slunce
p°enßÜφ zß°enφm (2). Ve vzdßlenosti asi 200 000 km od viditelnΘho povrchu se tento
proces p°enosu stßvß neefektivnφ - musφ nastoupit jin² proces, a to konvekce (3).
Konvekce je promφchßvßnφ teplejÜφ a studen∞jÜφ lßtky. TeplΘ vzestupnΘ proudy
stoupajφ vzh∙ru a₧ do sluneΦnφ fotosfΘry. ChladnΘ proudy klesajφ zase dol∙.
P°i pohledu na sluneΦnφ fotosfΘru vidφme tu nejvyÜÜφ Φßst konvektivnφ z≤ny,
kterß mß granulovanou strukturu. JednotlivΘ granule jsou vrcholky vzestupn²ch
proud∙.
