W Układzie Słonecznym: Słońce

Zdjęcie w tle: NASA/Goddard/SDO via Towarzystwo Maxa Plancka

Charakterystyka

• typ widmowy: G2 V (co oznacza, że należy do żółtych karłów ciągu głównego)
• obserwowana wielkość gwiazdowa: −26,74 ^m
• masa: 1,9891*10³⁰ kg
• odległość Ziemi od Słońca: 149 600 000 km
• promień: 695 700 km
• temperatura: 5778 K (na powierzchni, tj. fotosferze)
• czas obiegu wokół centrum Galaktyki: 225 mln lat
• czas rotacji: 25,1 ziemskich dni (równik)
• liczba planet: 8

Dzieje Słońca

Słońce jako gwiazda, ewoluuje tak jak inne, podobne sobie gwiazdy, zgodnie z diagramem Hertzsprunga – Russela. W tym momencie jest w fazie ciągu głównego, w której spędzi większą część swojego życia. Zanim jednak weszło w ten etap, musiało przejść fazę formowania. Nastąpiło to po wybuchu pobliskiej supernowej, czyli po śmierci starej gwiazdy. Wybuch ten spowodował zagęszczanie się pyłu i gazu w obłokach gwiazdotwórczych. Dzięki temu materia zaczęła się kumulować, ściskać i gromadzić, a po osiągnięciu odpowiedniej gęstości utworzyła się protogwiazda, a wokół niej dysk protoplanetarny, w którym powstały pierwsze planety.

W bliższych centrum rejonach, gdzie wszystkie lekkie pierwiastki były zabierane przez młode Słońce, utworzyły się zbiorowiska ciężkich pierwiastków, z których następnie powstały planety skaliste. Tymczasem im dalej od centrum Układu Słonecznego, gdzie temperatury są znacznie niższe, tym więcej zbierało się zimnych gazów, tworząc gazowe olbrzymy. Natomiast na powierzchni Słońca nadal kompresowała się materia i zaczynały zachodzić reakcje termojądrowe, nazywane fuzją. Gdy zaczynają zachodzić owe reakcje, można mówić o prawdziwych narodzinach gwiazdy, która porzuca formę protogwiazdy.

W przyszłości Słońce cały czas będzie zwiększać swoją objętość, aż stanie się czerwonym olbrzymem i zużyje swoje paliwo – wodór. Gdy do tego dojdzie, jądro Słońca zacznie się kurczyć, jednak jego wierzchnie warstwy nie przestaną puchnąć, aż w pewnym momencie zostaną odrzucone, tworząc wokół stygnącego jądra, które zamieni się w białego karła, mgławicę planetarną. Spekuluje się, że, w miarę jak temperatura białego karła będzie malała, materia w nim ulegnie krystalizacji i zamieni się on w nieświecącego czarnego karła.

Astronomia-gwiazdy.prv.pl

Ewolucja Słońca – szereg górny.

Budowa Słońca

W budowie Słońca oraz każdej innej podobnej do niego gwiazdy można wyróżnić kilka podstawowych warstw:

1. Jądro gwiazdy
2. Fotosferę
3. Chromosferę
4. Koronę słoneczną

Media Nauka

Budowa Słońca.

Fotosfera, chromosfera i korona słoneczna składają się na atmosferę słoneczną. Pomimo iż wszystkie warstwy budują jedno Słońce, każda z nich ma swoje własne cechy charakterystyczne, które, razem ze strukturami znajdującymi się na powierzchni Słońca, zostaną szczegółowo omówione w dalszej części artykułu.

Jądro Słońca

Jądro gwiazdy jest jej najgorętszą i najgęstszą częścią. Promień samego jądra mierzy około 200 000 km i stanowi około 30% całego promienia Słońca, a temperatura tam panująca osiąga nawet 15 mln K. To właśnie tutaj zachodzą główne procesy stanowiące o życiu i śmierci danej gwiazdy – reakcje termojądrowe.

Z powodu ekstremalnych temperatur cząstki w jądrze Słońca poruszają się z ogromną prędkością i często ze sobą zderzają. To umożliwia zachodzenie reakcji termojądrowych, przede wszystkim tzw. łańcucha pp (proton-proton). W pierwszym kroku dwa protony zderzają się – w jednej z takich reakcji jeden z protonów przekształca się w neutron poprzez słabą interakcję, tworząc jądro deuteru (czyli proton i neutron). Towarzyszy temu emisja pozytonu (antyelektronu) oraz neutrina elektronowego. Następnie deuter łączy się z kolejnym protonem, tworząc jądro helu-3. W dalszym etapie dwa jądra helu-3 mogą się połączyć, tworząc jądro helu-4 (złożone z dwóch protonów i dwóch neutronów), a dwa nadmiarowe protony zostają odrzucone. Ponieważ masa powstałego jądra helu-4 jest nieco mniejsza niż łączna masa czterech protonów, różnica ta zostaje przekształcona w energię zgodnie ze słynnym wzorem Einsteina: E = mc².

W ciągu zaledwie jednej sekundy aż 600 milionów ton wodoru zostaje przekształconych w hel, a co za tym idzie, zostają wytworzone horrendalne ilości energii. Są one „transportowane” do strefy promieniowania w postaci promieniowania gamma, gdzie zostaje ono przekształcone w światło widzialne, które następnie, w postaci fotonu, krąży wraz z masami gazów w strefie konwekcji.

Pojedynczy foton musi przebyć bardzo długą drogę, zderzając się w międzyczasie z wieloma swobodnymi elektronami, aby dotrzeć na powierzchnię Słońca. Nie zostało jeszcze ustalone, jak długo ta podróż trwa. Niektórzy podają, iż zajmuje to kilkaset tysięcy lat, inni uważają, że 50 milionów, wiadomo jednak, że gdyby foton poruszał się, nie napotykając przeszkód – elektronów – to jego wędrówka zajmowałaby dwie sekundy.

Fotosfera

Fotosfera jest nieregularna w swojej budowie. W jej strukturze występują liczne granulacje. Są to swego rodzaju ziarenka, które wznoszą się i opadają, przez co przenoszą ciepło z wnętrza Słońca do jego wyższych warstw, co nazywane jest konwekcją. Używając teleskopu, oprócz granulacji, których również nie da się zobaczyć gołym okiem, można zaobserwować plamy. Są to chłodniejsze, a co za tym idzie i ciemniejsze obszary na powierzchni Słońca. Ich temperatura sięga około 3800 K. Środkową część danej plamy nazywa się jej cieniem, gdy zewnętrzne części nazywane są półcieniem. Przy plamach bardzo często można zaobserwować jaśniejsze fale materii, które są tak zwanymi pochodniami.

Wszelkiego rodzaju plamy, granulacje i nieregularności są związane z aktywnością słoneczną, której maksimum przypada co 11 lat. Na aktywność słoneczną bezpośredni wpływ ma rotacja Słońca. Jak wiadomo, Słońce obraca się wokół własnej osi, jednak, ponieważ nie jest ono bryłą sztywną, ten obrót nie jest taki sam we wszystkich jego częściach. Najszybciej obraca się materia w okolicach równika i trwa to około 25 dni. Im bardziej się od niego oddalamy, tym ten obrót staje się wolniejszy i przy biegunach jest aż o 10 dni dłuższy.

Inouye Solar Telescope/NSO/Aurs/NSF via Gazeta Wyborcza

Granulacje na powierzchni Słońca.

Science in School

Plamy na powierzchni Słońca.

Chromosfera

Temperatura na chromosferze układa się w odwrotny sposób do fotosfery, tj. wzrasta wraz z wysokością. Od 4300°C rośnie aż do miliona. Często obserwowanym zjawiskiem w chromosferze są protuberancje. Są to wyrzuty świecącej materii, które układają się zgodnie z liniami pola magnetycznego Słońca. Materia ta wisi przez pewien czas w przestrzeni i stygnie, a potem może albo rozpłynąć się i zniknąć, albo zostać z powrotem przyciągnięta i wchłonięta przez gwiazdę. Protuberancje różnią się między sobą czasem trwania. Czasami utrzymują się przez kilka miesięcy, a innym razem zaledwie kilka tygodni. Są to struktury niejako wystające poza powierzchnię słońca, dlatego bardzo bobrze je widać podczas zaćmień, lub używając koronografu.

Fot. Obserwatorium Astronomiczne w Truszczynach via TVP Nauka

Protuberancja na Słońcu.

Korona słoneczna

Korona słoneczna jest najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery słonecznej. Jest ona najłatwiejsza do obserwacji pomimo słabego promienia, jakie emituje w świetle widzialnym, ponieważ można oglądać każdy jej szczegół podczas zaćmień lub używając wspomnianego wcześniej koronografu, kiedy zasłania się macierzyste światło gwiazdy. Jest to bardzo rozległa warstwa, która rozciąga się na przestrzeni milionów kilometrów, a jej temperatura sięga miliona stopni Celsjusza. Emituje ona intensywne światło w promieniowaniu rentgenowskim. Z korony słonecznej wysyłany jest wiatr słoneczny, który osiąga prędkość nawet 750 km/s. Dociera on nawet do najdalszych rubieży Układu Słonecznego i ma znaczny wpływ, czy to na Ziemię, czy nawet astronautów znajdujących się na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, dlatego jest obiektem ciągłych badań naukowców.

NASA

Korona słoneczna.

Gdy wiatr słoneczny dotrze w okolice Ziemi, jest zatrzymywany przez jej magnetosferę i w większej mierze odbijany, jednak jeżeli jest go wystarczająco dużo, wędruje wzdłuż linii pola magnetycznego i dociera na bieguny, gdzie pojawia się w postaci obserwowanej przez nas pięknej zorzy polarnej. Mimo piękna tego zjawiska nie należy zapominać, iż wiatr słoneczny może mieć bardzo negatywny wpływ na człowieka i jego otoczenie.

halospitsbergen.pl

Zorza polarna.

Misje kosmiczne badające Słońce

Najważniejszą misją zajmującą się badaniem Słońca jest Parker Solar Probe. Jest to sonda, która poleciała w najbliższe okolice Słońca, aby móc bezpośrednio badać koronę słoneczną, w której się znajduje. Stworzona została przy współpracy John Hopkins Applied Physics Laboratory oraz NASA’s Goddard Space Flight Center. Chociaż wystrzelenie sondy nastąpiło 12.08.2018, to sama przygoda związana z jej tworzeniem sięga już 1953 roku, kiedy to naukowcy zaczęli myśleć o wysłaniu sprzętu badawczego na Słońce. Misja nosi imię wybitnego heliofizyka – Eugene’a Parkera, który przewidział teoretycznie istnienie wiatru słonecznego.

Science Friday

Sonda Parker Solar Probe na tle Słońca.

Z powodu swojej bliskości Słońce ma ogromny wpływ na Ziemię, jej klimat, pogodę i inne czynniki, dlatego bardzo ważne jest dla człowieka poznanie jego natury, zachowania i procesów nim rządzących. Wiemy już stosunkowo wiele, jednak Słońce nadal jest często obserwowanym i monitorowanym przez naukowców obiektem, który nigdy nie przestaje zaskakiwać.

Korekta – Alex Rymarski

The post W Układzie Słonecznym: Słońce first appeared on AstroNET – Polski Portal Astronomiczny.