Vn·torn· Φas¥ Slnka le₧iacu pod vidite╛n²m "povrchom" - fotosfΘrou nem⌠₧eme pozorova¥
priamo. V∩aka matematick²m modelom vÜak dnes pomerne presne vieme, ako vyzerß
vn·tro Slnka. Zdrojom energie Slnka s· termonukleßrne reakcie, pri ktor²ch
dochßdza k premene ╛ahÜφch prvkov na ¥a₧Üie za s·ΦasnΘho uvo╛≥ovania energie.
Pre Slnko je momentßlne najpodstatnejÜia reakcia, pri ktorej dochßdza k premene vodφka
na hΘlium. Tßto reakcia prebieha v jadre (1) Slnka, kde panuje teplota asi 15.6 . 10
6 K. Ka₧d· sekundu sa pri nej premenφ asi pol miliardy ton vodφka. Tßto
reakcia uvo╛≥uje asi 97 % vÜetkej energie vy₧arovanej Slnkom. Zostßvaj·ca
Φas¥ pripadß na inΘ termonukleßrne reakcie. Energia sa vo vn·tornej Φasti Slnka
prenßÜa ₧iarenφm (2). Vo vzdialenosti asi 200 000 km od vidite╛nΘho povrchu sa tento
proces prenosu stßva neefektφvny - musφ nast·pi¥ in² proces, a to konvekcia (3).
Konvekcia je premieÜavanie teplejÜej a chladnejÜej lßtky. TeplΘ vzostupnΘ pr·dy
st·paj· nahor a₧ do sluneΦnej fotosfΘry. ChladnΘ pr·dy klesaj· zase nadol.
Pri poh╛ade na slneΦn· fotosfΘru vidφme t· najvyÜÜiu Φas¥ konvektφvnej z≤ny,
ktorß mß granulovan· Ütrukt·ru. JednotlivΘ granule s· vrcholky vzostupn²ch
pr·dov.
