article

Widok słońca z protuberancją Źródło: ESA/NASA - SOHO
Słońce Sun_symbol.svg
protuberancja.png
Dane obserwacyjne
Średnia odległość
od Ziemi 		149,6×106 km
Wielkość
gwiazdowa (V) 		−26,8m
Wielkość
gwiazdowa
absolutna 		4,8m
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi
peryhelium
3 stycznia 		aphelium
4 lipca
0°32'31" 0°31'27"
Parametry orbitalne Średnia odległość
od środka
Drogi Mlecznej ~2,5×1017 km
(26,000 ly) Okres galaktyczny ~2,26×108 lat Prędkość ~217 km/s Własności fizyczne Średnica 1 392×103 km
(109 średnic Ziemi) Spłaszczenie ~9×10-6 Powierzchnia 6,09× 1012 km²
(11 900 powierzchni Ziemi) Objętość 1,41 × 1018 km³
(1 300 000 objętości Ziemi) Masa 1,9891 × 1030 kg
(332 950 mas Ziemi) Gęstość 1408 kg/m³ Ciążenie
na powierzchni 273,95 m/s²
(27,9 g) Prędkość ucieczki
przy powierzchni 617,54 km/s Efektywna temperatura
powierzchni 5780 K (5507 °C) Temperatura
korony słonecznej ~5 milionów K Szacowana
temperatura jądra ~13,6×106 K Moc promieniowania (LS) 3,827×1026 W Ruch obrotowy Inklinacja 7,25º
(względem ekliptyki)
67,23º
(względem płaszczyzny
Galaktyki) Rektascensja
bieguna
północnego 1 286,13º
(19h4min31,2s) Deklinacja
bieguna
północnego +63,87º Okres obrotu ok. 1 miesiąc Na równiku: 25,3800 dnia
(25d9h7min13s) Szerokość 30°: 28d4h48min Szerokość 60°: 30d19h12min Szerokość 75°: 31d19h12min Prędkość liniowa
na równiku 7008,17 km/h Skład fotosfery: wodór 73,46 % hel 24,85 % tlen 0,77 % węgiel 0,29 % żelazo 0,16 % neon 0,12 % azot 0,09 % krzem 0,07 % magnez 0,05 % siarka 0,04 % Słońce – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku: Sun_symbol.svg (Unicode: 2609)

Słońce jest karłem (V klasa jasności) ciągu głównego. Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje żółta barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. *

Pomimo, że najbliższa gwiazda jest od dawna intensywnie badana przez naukowców, wiele dotyczących jej kwestii pozostaje nierozstrzygniętych. Nie rozwiązano definitywnie m.in. problemu różnicy w ilości obserwowanych neutrin pochodzących ze Słońca i ich liczby wynikającej z teorii (zob. problem neutrin słonecznych). Nie poznano też dokładnie mechanizmu podgrzewania zewnętrznych warstw słonecznej atmosfery do temperatur rzędu miliona kelwinów.

Słońce leży w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysięcy lat świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od płaszczyzny równika galaktyki. Okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością 220 km/s w czasie 226 milionów lat, co daje ponad 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii gwiazdy.

Budowa

Słońce jest kulą zjonizowanego gazu o masie około 2×1030 kg, z czego 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji z jednej strony i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu, które równoważy ciężar materii znajdującej się powyżej. W samym środku ciśnienie osiąga wartość 1016 Pa, co powoduje, że jądro rozgrzewa się do temperatury kilkunastu milionów stopni, w której to temperaturze mogą już zachodzić reakcje jądrowe. W przypadku gwiazd ciągu głównego reakcją jądrową, która dostarcza energii jest przemiana wodoru w hel. Gęstość materii w jądrze Słońca wynosi 1,5×105 kg/m3, jednak wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie gazowym, natomiast gęstość gazu na powierzchni wynosi 10-4 kg/m3, czyli jest to prawie próżnia. Na podstawie odmiennych własności plazmy i procesów w niej zachodzących, które wynikają z różnic w gęstości i temperaturze, można wyróżnić trzy różne obszary wewnątrz Słońca.

Jądro

Jest to kula o promieniu 0,25 R☉ (0,25 promienia Słońca). Na podstawnie tzw. modelu standardowego oszacowano, że zawartość wodoru w jądrze wynosi dziś ok. 40%. W jądrze powstaje 95% całej energii produkowanej przez Słońce. Pozostałe 5% powstaje w warstwach znajdujących się bezpośrednio nad jądrem, gdyż tempo reakcji jądrowych maleje wraz ze zmniejszającą się temperaturą. Energia powstaje w reakcjach fuzji 4 protonów w jądro helu. Istnieją dwa rodzaje cyklów. 1% energii pochodzi z cyklu CNO, gdyż jest to efektywne źródło energii dopiero w wyższych temperaturach, niż te w naszej gwieździe dziennej. Prawie cała więc energia powstaje podczas reakcji cyklu proton-proton (pp). Cykl ten posiada trzy gałęzie. Najczęściej (86%) zachodzi cykl ppl. Składa się on z trzech reakcji:

p + p → 2H + e+ + ve (1,442)
2H + p → 3He + γ (5,494)
3He + 3He → 4He + 2p + γ (12,860)
W nawiasach podana jest ilość energi uwolnionej w reakcjach, w MeV (megaelektronovoltach). 14% energii powstaje w reakcjach tworzenia berylu:
3He + 4He → 7Be + γ (1,586)
Dalej reakcja ta może przebiegać na dwa sposoby. W 99% przypadków będzie przebiegać w reakcji ppll:
7Be + e- → 7Li + ve (0,862)
7Li + p → 24He (17,348)
lub w reakcji pplll:
7Be + p → 8B + γ (0,137)
8B → 8Be + e+ + ve (15,1)
8Be → 24He (2,995)
Najrzadziej, bo w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dwóch protonów zachodzi reakcja pep:
p + e- + p → 2H + ve (1,442)
Udział tej reakcji w produkcji energii jest tak niewielki, że można go pominąć, lecz jest ona źródłem wysokoenergetycznych neutrin.

Masa jądra helu jest mniejsza od masy czterech protonów o 0,71%, niezależnie od rodzaju reakcji w jakiej hel powstaje. Masa ta jest zamieniana na energię równą 26,732 MeV. 98% energii jest zabieranych z jądra przez fotony, a 2% przez neutrina. Sugeruje to, że Słońce w trakcie swojego życia musi tracić masę, w tempie równym mocy promieniowania, które wynosi w przybliżeniu L☉/c2 = 4x109 kg/s. Gdyby przyjąć, że Słońce traci masę w takim tempie przez całe swoje życie to całkowita utrata masy wynosiłaby w przybliżeniu 6,5x1026 kg. Dla porównania wartość ta jest mniejsza niż niepewność, z jaką wyznaczamy obecnie masę Słońca. Fotony, które powstają w reakcjach jądrowych, jako wysokoenergetyczne fotony promieniowania gamma i rentgenowskiego oddziałują z materią, podczas przesuwania się ku powierzchni, powoli tracą energię, w efekcie czego większość z nich wyświecana jest jako promieniowanie optyczne i podczerwone. Czas jaki potrzebuje energia na opuszczenie jądra i dotarcie na powierzchnię to kilka milionów lat, natomiast neutrina na pokonanie tej samej drogi potrzebują dwóch sekund.

Otoczka

Ponad jądrem znajduje się warstwa promienista, której temperatura jest zbyt niska by wydajnie zachodziły w niej reakcje termojądrowe. Materia jest tu już chemicznie jednorodna. Energia wyprodukowana w jądrze jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni. Głębiej, przy temperaturze wyższej od 2 mln K, materia jest całkowicie zjonizowana i przezroczysta dla promieniowania, a transport energii zachodzi tak samo jak w jądrze przez dyfuzję promieniowania. Warto zwrócić uwagę na fakt, że proces transportu energii zachodzi w warunkach równowagi promienistej, czyli biorąc jakąkolwiek objętość, to ilość promieniowania wnoszonego do niej przez fotony, jest równa energii fotonów opuszczających tą objętość. Ponieważ gęstość gazu w otoczce gwałtownie spada najpierw hel, a później także wodór przestają być całkowicie zjonizowane i stają się nieprzezroczyste dla promieniowania, które ulega absorpcji. Ogrzewana w ten sposób materia otoczki zwiększa swoją objętość i staje się lżejsza od otoczenia, przez co wznosi się ku górze. Otoczka konwencyjna rozciąga się do samej powierzchni Słońca. Grubość tej warstwy to ok. 0,3 R☉, ale zawiera ona tylko 2% całkowitej masy gwiazdy. Zewnętrzne warstwy strefy konwekcyjnej możemy obserwować w postaci zmieniającego się wzoru granulacji. Jasne obszary zawierają gorącą, wynurzającą się materię, a wąskie ciemniejsze pasma chłodniejszą, tonącą materię. Granule mają średnicę 1000 do 2000 km. Najlepszym sposobem na poznanie własności otoczki i jej rozmiarów są badania heliosejsmologiczne. W 1960 roku Robert B. Leighton zaobserwował jako pierwszy oscylacje zewnętrznych warstw gazu. Obecnie znamy dość dobrze widmo tych drgań, od 3 do 12 minut. Odpowiedzialne za to zjawisko są fale akustyczne, które można wykorzystać do badań wnętrza Słońca w taki sam sposób jak drgania skorupy ziemskiej wykorzystuje się do poznania wnętrza Ziemi. Fale akustyczne są zaburzeniami ciśnienia, generowanymi przez turbulentną konwekcję w otoczce Słońca. Po odbiciu od warstw, w których ciśnienie maleje fale akustyczne wracają w głąb otoczki. Ponieważ prędkość dźwięku zależy od temperatury i rośnie wraz z głębokością trajektoria fali nie jest linią prostą. Na skutek ugięcia trajektorii fala może osiągnąć tylko ograniczoną głębokość, poczym wraca ku powierzchni. Fala więc obiega Słońce wewnątrz sfery, w której jest uwięziona. Na podstawie częstotliwości drgań można określić jak głęboko dana fala odbija się, a znając jej prędkość można zmierzyć własności ośrodka gazowego, przez który przechodzi. Na tej podstawie wyznaczono na przykład czas obrotu poszczególnych warstw. Warstwy podpowierzchniowe poruszają się podobnie jak powierzchnia, której pełen obrót na równiku trwa 25 dni, a na biegunach 36. Warstwa promienista obraca się jednorodnie w czasie ok. 28 dni, natomiast czas obrotu jądra, który jest najtrudniejszy do zmierzenia zawiera się w przedziale między 15, a 20 dni.

Atmosfera

Sunspotcloseinset.png
  • Fotosfera - W powierzchniowych warstwach otoczki konwekcyjnej gęstość materii maleje na tyle, że staje się ona przezroczysta na tyle, że fotony mogą uciekać w próżnię. Nieprzezroczystość maleje bardzo gwałtownie, na przestrzeni nieco ponad 100 km. Warstwa ta to fotosfera, z której pochodzi prawie całe promieniowanie Słońca. Fotosferę czasami utożsamia się z powierzchnią Słońca. Niewielka grubość fotosfery jest odpowiedzialna także za to, że tarcza Słońca, obserwowana z Ziemi ma ostro zarysowane brzegi. Charakterystyczną cechą tej warstwy jest ziarnistość jej struktury, czyli granulacja. Czas życia pojedynczej granuli trwa ok. 10 minut. Dzieje się tak dlatego, że materia wynoszona z warstwy konwekcyjnej bardzo szybko traci energię na rzecz promieniowania. Konwekcja zachodzi także w większej skali. Od 7 do 10 tys. km mają mezogranule. Natomiast supergranule mają nawet 30 tys. km. Im większa struktura, tym wolniejsze tempo przepływu materii i dłuższy czas życia granu (supergranule mogą istnieć nawet przez jeden dzień) i większa głębokość, z której pochodzi materia (od 2 tys. km w przypadku granul do 20-30 tys. km w przypadku supergranul). Na fotosferę duży wpływ ma pole magnetyczne. Duże koncentracje pola tworzą plamy słoneczne, natomiast małe koncentracje pola tworzą flokuły, ciągi jasnych punktów układających się w jasną sieć.
  • Chromosfera - za początek tej warstwy uznaje się miejsce, gdzie temperatura jest najniższa (4100 K), gdyż poczynając od tego miejsca średnia temperatura ponownie rośnie z wysokością, do około 25000 K. Za taką sytuację odpowiedzialne są turbulencje w warstwie konwekcyjnej, które zmieniają część energii przenoszonej przez ruchy materii na energię fal mechanicznych, akustycznych i hydromagnetycznych (które unoszą się jeszcze wyżej). Energia ta rozprasza się ponad fotosferą ogrzewając chromosferę. Innym źródłem ogrzewania są niejednorodności pola magnetycznego.
  • Korona - Nad chromosferą znajduje się warstwa przejściowa, w której temperatura rośnie jeszcze gwałtowniej i sięga 1 mln K. Za ogrzewanie tej warstwy odpowiada energia fal hydromagnetycznych, rozpraszająca się wzdłuż linii pola magnetycznego. Ponad warstwą przejściową znajduje się korona, najbardziej zewnętrzna i najrozleglejsza część atmosfery, sięgająca od 1 do 2 R☉, zaczynając od fotosfery. Wartość ta zmienia się wraz ze zmianą fazy aktywności słonecznej. Z powodu wysokiej temperatury spadek ciśnienia gazu jest w koronie wolniejszy niż potrzebny do zachowania równowagi hydrostatycznej. Tak powstaje wiatr słoneczny, którego cząstki na skutek ogrzania przekroczyły prędkość ucieczki.'''

Woda na Słońcu

Na Słońcu istnieją twory zwane plamami słonecznymi. Temperatura na nich jest niższa nawet o 1000K od fotosfery. Dzięki temu występują tam nienasycone związki takie jak TiO, CO, NO oraz HO grupy hydroksylowej, która przyłączając kolejny atom wodoru staje się H2O. Woda na Słońcu istnieje w postaci molekularnej nie mniej jest to najprawdziwsza woda.

Ewolucja Słońca

Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się obłoku międzygwiazdowego, Słońce rozpoczęło pobyt na ciągu głównym (zob. Diagram H-R). Przez 4,6 miliarda lat Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko 40%. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma, po czym odrzuci zewnętrzne warstwy, przeistaczając się w białego karła.

Obserwacje

UWAGA: bezpośrednia obserwacja Słońca może spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie patrz na Słońce ani gołym okiem ani przez okulary korygujące! Nawet chwilowe popatrzenie na Słońce przez lornetkę lub teleskop grozi utratą wzroku!

Obserwując Słońce można zauważyć takie zjawiska jak:

 

This article is licensed under the GNU Free Documentation License. It uses material from the "Słońce".

Home Page • arts • business • computers • games • health • hospitals • home • kids & teens • news • physicians • recreation• reference • regional • science • shopping • society • sports • world