Słońce

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: (Unicode: 2609)
Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (V klasa jasności). Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje biaława [1] barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru.[2]
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. Od Słońca dzieli nas około 150 mln km.

SŁOŃCE

Dane techniczne:

Średnica: 1 390 000 km
Masa: 1.9 * 1030 kg (około 333000 razy więcej, niż ziemia)
Okres obrotu: od 25 do 36 dni
Średnia gęstość: 1.41 g/cm3
Grawitacja (równik): 262.37 m/s2
Odległość od ziemi: 149 600 000 kilometrów
promień: 696 000 kilometrów

Historia:
4.5 miliarda lat temu pod wpływem grawitacji obłok materii gazowo-pyłowej stawał się coraz gęstszy. Gdy temperatura osiągnęła wartość ponad 10 milionów stopni we wnętrzu Słońca rozpoczęły się pierwsze reakcje termojądrowe, przemiana wodoru w hel. Z zewnętrznych, odrzuconych warstw obłoku gazowo-pyłowego powstały planety.

Charakterystyka:
Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym, obracającym się wokół własnej osi. Jego głównym składnikiem jest wodór, stanowiący około 72,7% jego masy, hel – 26,2% oraz w mniejszych ilościach tlen, węgiel, azot, magnez, krzem, siarka, żelazo i inne w ilościach śladowych.
Słońce jest gwiazdą drugiej generacji, co oznacza, że część obłoku molekularnego, z którego powstało Słońce pochodziła z pozostałości po wybuchu gwiazdy supernowej. Również cały nasz Układ Planetarny zawiera ciężkie pierwiastki. Te elementy zostały wyprodukowane w gwieździe pierwszej generacji, która wzbogaciła przestrzeń w ciężkie elementy, gdy w końcowej fazie swojej ewolucji wyrzuciła w przestrzeń swoje zewnętrzne warstwy. Słońce jest gwiazdą średniej wielkości w porównaniu z miliardami podobnych, znajdującymi się w przestrzeni kosmicznej, jednak na tle planet w układzie słonecznym jest niewyobrażalnie wielkie.

Budowa:
Na codzień obserwujemy zewnętrzną warstwę Słońca zwaną fotosferą. Ponadto atmosfera Słońca zbudowana jest jeszcze z chromosfery i korony. Wnętrze Słońca, którego nie widzimy zbudowane jest z jądra, warstwy promienistej i konwektywnej.

Jądro : W jego wnętrzu temperatura osiąga wartość 15 milionów stopni. Reakcje termojądrowe zamieniają tam wodór w hel. Podczas tych reakcji emitowane są fotony i neutrina. W ciągu sekundy 4 miliony ton materii jest zamieniane w fotony gama. Ich ciśnienie powstrzymuje Słońce przed zapadnięciem się pod wpływem siły grawitacji. Utrzymuje ono Słońce w równowadze. Obecnie 40% wodoru zostało zamienione w hel. Słońce jest w połowie swojego życia.

Warstwa radiacyjna: Jest ona bardzo gęsta (1 do 100 g/cm3) i dlatego jest nieprzezroczysta dla światła. Fotony gamma emitowane przez jądro są absorbowane i reemitowane z nową energią i w losowo wybranym kierunku. Foton promieniowania gamma potrzebuje 1 milion lat aby przejść warstwę radiacyjną.
Warstwa konwektywna: Nie jest już taka gęsta jak warstwa radiacyjna. W warstwie konwektywnej pojawiają się wielkoskalowe ruchy konwektywne. Przy pomocy konwekcji przenoszona jest energia w kierunku fotosfery.
Uważa się, że rotacja różnicowa (rotacja Słońca wynosi 25 dni na równiku i 33 dni w okolicach bieguna) generuje silne pole magnetyczne na Słońcu.
Fotosfera: Jest to cienka “skórka” (500km grubości) okrywająca Słońce. Fotosfera emituje światło widzialne kiedy atomy wodoru wychwytują wolne elektrony dla skompletowania swoich powłok. Oglądana z Ziemi fotosfera wydaje się ziarnista. Te ziarna są wierzchołkami komórek konwekcyjnych. W fotosferze obserwujemy plamy, są to ciemniejsze obszary gdzie występują silne pola magnetyczne.
Chromosfera: Jest to warstwa rozrzedzonych gazów o grubości 2500km. Możemy ją obserwować podczas całkowitych zaćmień słońca.
Korona: Jest to warstwa bardzo rozrzedzonych gazów, gdzie temperatura wzrasta od 50 000K u podstawy do 1 miliona stopni w wyższych warstwach. Możemy ją obserwować w czasie zaćmień Słońca albo za pomocą specjalnych kamer – koronografów.
Koniec słońca??
Naukowcy szacują, iż Słońce będzie wyglądać podobnie jak obecnie przez najbliższe 5 miliardów lat. Po tym czasie większość paliwa jądrowego się wypali, natomiast jego jądro, w którym zachodzą reakcje, zacznie się zapadać pod własnym ciężarem, natomiast w rezultacie spalania wodoru otaczającego jądro energia spowoduje rozszerzenie się Słońca i powstanie czerwonego olbrzyma na tyle dużego, aby pochłonąć planety wewnętrzne układu słonecznego i zmieniając wygląd pozostałych planet, zbudowanych z gazów. Po jakimś czasie górne warstwy Słońca zostaną odrzucone i pozostanie słabo świecący biały karzeł – mała gwiazda, słabo świecąca, ale za to o bardzo dużej gęstości.

Ciekawostki o słońcu:
l Plamy na Słońcu to obszary o niższej temperaturze. Pojawiają się zwykle co 11 lat i wyglądają jak ciemne kleksy na powierzchni Słońca.
l Wyrzucane strumienie gorących gazów zwane wyskokami słonecznymi lub protuberancjami wznoszą się na tysiące kilometrów. Trwa to od kilku godzin do kilku dni.
l Aby pokonać 150 milionów kilometrów, które dzieli Słońce od Ziemi, światło słoneczne potrzebuje 8,5 minuty.
l Słońce jest na pewno zbyt jasne dla oczu. Nigdy nie należy bezpośrednio na nie patrzeć, nawet jeśli ma się okulary słoneczne. Promienie Słońca są bardzo silne i mogą być szkodliwe, a nawet spowodować ślepotę.

Bibliografia:
? ?Świat Wiedzy? – Planeta Ziemia – Słońce i Księżyc
? Słownik szkolny ?Astronomia? ?Słońce
? Świat bez tajemnic ?Słońce, gwiazdy i planety? – Czym naprawdę jest Słonce?
? Olgierd Wołczek – ?Narodziny i rozwój Układu Słonecznego?

Słońce

Klasyfikacja: Gwiazda (typ G2 V)

Średnica równikowa: 1.392.000 km

Średnica południkowa: 1.392.000 km

Temperatura max: 6.000 °C

Temperatura min.: 3.870 °C

Temperatura jądra: 15 mln °C

Masa (Ziemia=1): 332.950

Gęstość (Woda=1): 1,41

Okres obrotu: W przybliżeniu 27 dni

Przyśpieszenie grawitacyjne: 273 m/s2

Szybkość ucieczki: 620 km/s

Wedlug naszej wspolczesnej wiedzy o wewnetrznej budowie gwiazd, Slonce przedstawia sie jako gigantyczny nuklearny kociol, w ktorym wodur przemienia sie w hel. Pezy tej przemianie pierwiastkow uwalniaja sie olbrzymie ilosci energii. Z 1g wodoru powstaje nie tylko hel, ale ponad 10 do 12 potegi J energii. W ciagu kazdej sekundy 4 miliony ton wodoru przemieniaja sie w Sloncu w hel. Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Slonce traci 0,1% swojej masy w ciagu 16 miliardow lat. Zrodlo energii promienistej Slonca, przemiana wodoru w hel, produkuje ta energie juz 5 miliardow lat i bedzie ja produkowac jeszcze przynajmniej drugie tyle, dopuki nie wyczerpia sie wszystkie zapasy wodoru w tych rejonach Slonca, gdzie panuje wystarczajaco wysoka temperatura do podtrzymania reakcji termojadrowych.

Kazdy metr kwadratowy powierzchni Slonca wypromieniowuje w ciagu sekundy w przestrzen 62,86×10 do 6 potegi J energii, cala powierzchnia Slonca 3,826×10 do 26 poregi J energii. Z tego do Ziemii dociera w kazdej sekundzie 2×10 do 17 potegi J, co odpowiada 200×10 do 12 potegi kW. Prawie polowa dochodzacej energii ulega odbiciu, rozproszeniu i pochlonieciu w atmosferze ziemskiej.

Swiatlo sloneczne jest biale, z widmem skladajacym sie z barw od czerwonej przez pomaranczowa, zolta, zielona, niebieska az do fioletowej. Rozszczepione na poszczegolne skladniki barwne mozemy obserwowac w przyrodzie jako tecze.

Slonce, oprocz promieniowania elektromagnetycznego, w ktorym nie brakuje promieniowania radiowego, rentgenowskiego i promieniowania gamma, jest rowniez zrodlem promieniowania korpuskularnego, znanego pod nazwa wiatru slonecznego. Czastki, elektrony i jony atomow, z ktorych sie sklada promieniowanie korpuskularne, wybiegaja ze Slonca z predkoscia od 1000 do 3000 km/s. W okolicy Ziemi gestosc wiatru slonecznego przy przecietnej aktywnosci Slonca wynosi 10-100 czasteczek w 1cm szesc. Przy wtargnieciu w atmosfere ziemska czastki powoduja zorze polarna i zmiany ziemskiego pola magnetycznego. Z teorii budowy wewnetrznej gwiazd wynika, ze okolo 5% produkowanej przez Slonce energii promienistej powinno przypadac na neutrina, jednak na Ziemi obserwuje sie trzykrotnie mniej neutrin, niz wynika to z teorii budowy wnetrza Slonca.

Przewazajaca czesc Slonca jest nie dostepna dla pbserwacji bezposrednich. Obseerwowane promieniowanie dochodzi do nas tylko z gornych warstw powierzchni, zwanych atmosfera sloneczna. Masa atmosfery stanowi zalledwie jedna dziesieciomiliardowa czesc calej masy Slonca.

Najnizsza warstwa atmosfery slonecznej, w ktorej powstaje obserwowane widmo ciagle i liniowe, nazywamy fotosfera. Grubosc fotosfery nie przekracza 200 do 300km. Powierzchnie fotosfery obserwujemy jako tarcze sloneczna, swiecaca bialym spojnym swiatlem. tarcza sloneczna jest jasniejsza w srodku niz przy brzegu, tam patrzymy bowiem na chlodniejsze, gorne warstwy atmosfery, podczas gdy w srodku siegamy do glebszych cieplejszych warstw. Przecietna temperatura fotosfery wynosi 5785 K.

Cecha charakterystyczna fotosfery jest jej ziarnistosc, czyli granulacja. Pojedyncze granule, maja srednice od 200 do 1800 km, najczesciej okolo 700km. Pomiedzy granulami znajduja sie ciemniejsze miejsca. Granule sa gornymi czesciami wystepujacych pradow lonwektywnych materii w fotosferze i maja temperature srednio o 200 K wyzsza niz fotosfera. Jasnosc granul jest okolo 30% wieksza niz jasnosc ciemnych obszarow miedzy nimi, a ich czas istnienia nie przekracza kilku minut. Fotosfera jest wiec w ciaglym ruchu; dzieki pradom konwektywnym materia z jej cieplejszych obszarow wyplywa na powierzchnie Slonca, a promieniowanie powierzchni slonecznej jest rozlozone rownomiernie. Granule mozna obserwowac jedynie przy pomocy teleskopu.

Na powierzchni Slonca wystepuja rowniez plamy. Sa to obszary fotosfery o temperaturze nizszej niz otoczenie. W dobrze rozwinietej plamie dostrzezemy ciemniejszy cien(umbra), bedacy jak gdyby jadrem plamy, o temperaturze od okolo 4300 do 4700 K. Cien jest otoczony jasniejszymi polocieniami(penumbra). Plamy powstaja na obszarach silnych pol magnetycznych, o indukcji siegajacej kilkuset militesli. najmniejsze maja srednice okolo 100km, najwieksze az 90 000km. Czas istnienia plamy zalezy od jej wielkosci: najmniejsze trwaja kilka godzin, najwieksze nawet kilka miesiecy. Plamy sa charakterystyczne dla tzw. aktywnych rejonow na Sloncu i scisle wiaza sie z aktywnoscia sloneczna, zmieniajaca sie w przyblizeniu w cyklu 11 letnim(rok 2001 to maximum aktywnosci).

Warstwe atmosfery slonecznej polozona nad fotosfera nazywamy chromosfera. Mozna ja obserwowac jedynie w ciagu kilku sekund calkowitego zaciemnienia Slonca. Gestosc chromosfery jest bardzo mala, dlatego jej swieceni zanika wobec swiecenia calej tarczy slonecznej. Poza zaciemnieniami, chromosfere mozemy obserwowac jedynie spektrohelioskopem lub oslugujac sie filtrem monochromatycznym w linii “H alfa” wodoru albo liniach H i K wapnia. Chromosfer siega od 12 000 do 14 000 km nad fotosfere. Ma zabarwienie jasno czerwone. Temperatura chromosfery powoli sie podnosci az do wysokosci 3000 km, gdzie wynosi 6000 K. Dalej szybko wzrasta do wartosci rzedu 100 000 K. Nad plamami obserwujemy w chromosferze pola flokul, a w nich od czasu do czasu gwaltowne pojasnienia, tzw. rozblyski chromosferyczne. Trwaja one od kilku do kilkudziesieciu minut i sa silnymi zrodlami promieniowania rentgenowskiego i koropuskularnrgo.

Poprzez chromosfere przechodza bardzo liczne strumienie wznoszach sie gazow, ktorych predkosc osiaga 20 km/s. Nazywamy je bryzgami chromosferycznymi (spikulmi).
Ostatnia najwyzsza warstwe atmosfery slonecznej tworzy korona, ktora mozemy obserwowac jedynie w czasie calkowitych zaciemnien Slonca lu tez za pomoca tzw. koronografow. Metalowoniebieskie, chlodne swiatlo korony powstaje w skutek rozproszenia swiatla fotosfery na swobodnych elektronach i czastkach puylu materii miedzyplanetarnej. Korona zaczyna sie nad chromosfera i ciagnie sie daleko w przestrzen miedzyplanetarna. Niekturzy astronomowie przypuszczaja , ze siega ona nawet poza orbite Ziemi. Gestosc koroy jest niezwykle mala a jej temperatura wynosi ok 1000 000 K. Korona jest gestsza i ma wyzsza temperature nad obszarami aktywnymi. Podczas 11-letniego cyklu slonecnego zmienia swoj ksztalt, wielkosc i intensywnosc swiecenia. Najwieksza jest w maksimum aktywnosci slonecznej.

Protuberancje- to olbrzymie masy wyrzucanego z powierzchni Slonca gazu, z predkoscia dziesiatek lub setek kilometrow. Niektore z nich maja wysokosc miliona kilometrow. Gdy predkosc prootuberancji jest wieksz niz predkosc ucieczki – 618,7km/s, wyrzucana materia ucieka w przestrzen miedzyplanetrna. Wraz ze wzrostem wyskosci protuberancja ochladz sie i rozplywa. Jej temperatura wynosi od tysiaca do kilku tysiecy kelwinow.

Słońce jest największym obiektem w układzie słonecznym. Zawiera ponad 99.8% całkowitej masy układu słonecznego (Jowisz zawiera w sobie większość reszty).
Zwykle mówi się że Słońce to “zwykła” gwiazda. Jest to prawdą w znaczeniu że istnieje wiele podobnych do niej. Ale istnieje także dużo więcej mniejszych gwiazd niż większych ; Słońce znajduje się rankingu gwiazd w strefie górnych 10% pod względem masy. Średni rozmiar gwiazd w naszej galaktyce wynosi prawdopodobnie mniej niż połowa masy Słońca .
Słońce jest personifikowane w wielu mitologiach: Grecy nazywali je Helios a Rzymianie Sol.
Wchwili obecnej Słońce,jest zbudowane z około 70% wodoru i 28% helu , reszta to (“metale”) a ich zawartość to mniej niż 2%. Zmienia się to powolnie gdy Słońce zmienia wodór w hel wewnątrz swojego jądra.
Zewnętrzne powierzchnie Słońca posiadają rotację różniczkową : przy równiku powierzchnia obraca jeden raz każdy na 25.4 dni; Przy biegunach to36 dni. To nieparzyste zachowanie ma miejsce gdyż Słońce nie jest stałym ciałem jak Ziemia. Podobne efekty były widziane na planetach gazowych. Ta różniczkowa rotacja rozprzestrzenia znacznie na dół do wnętrza Słońca lecz jego rdzeń obraca się jak stałe ciało .
Warunki przy rdzeniu Słońca (mniej więcej 25% wewnętrznego promienia ) są ekstremalne . Temperatura wynosi 15.6 milionów Kelvin i ciśnienie 250 miliardów atmosfer. Przy rdzeniu gęstość Słońca jest 250 razy większa aniżeli wody.
Słońce produkuje energię (3.86e33 ergs/second lub 386 billion billion megawatts) poprzez nuclear fusion reactions. Każdej sekundy około 700,000,000 ton wodoru zamienianych jest w 695,000,000 ton helu i 5,000,000 ton (=3.86e33 ergs) energii w formie promieniowania gamma. Gdy zmierza w kierunku powierzchnię to energia nieustannie jest pochłaniana i rewypuszczana przy niższej i niższej temperaturze tak i gdy dociera do powierzchni to generuje światło widzialne. Dla pozostałych 20% drogi na powierzchnie energia przenoszona jest poprzez convection niż promieniowanie.

Spektakularne pętle i wzniesienia są często widoczne na konarach Słońca(lewo).
Emisja Słońca nie jest całkowicie stała. Nie ma żadnej liczby aktywności plam. Kiedyś miał miejsce okres niskiej aktywności plam słonecznych w drugiej połowie 17 wieku nazywanymthe Maunder Minimum. Zbiega się to z anormalnym czasowym oziębieniem w północnej Europie czasem zwanym jako Mała Epoka Lodowcowa. Od kiedy sformowany został układ słoneczny to emisja Słońca wzrosła o ok 40%.
Słońce ma około 4.5 miliarda lat. Od czasu swych narodzin zużyło około połowę wodoru ze swego rdzenia. Będzie nadal generować energię przez kolejne 5 miliardów lat lub więcej (dwa razy dłużej będzie widoczne jego światło) Lecz pewnego dnia wyczerpie swoje wodorowe paliwo. Będzie zmuszone do radykalnych zmian, choć , though commonplace by stellar standards, będą rezultatem kompletnej destrukcji Ziemi(i prawdopodobnie stworzą obłok planetarny).
Satelity Słońca
Wokół Słońca krąży dziewięć planet i duża liczba mniejszych obiektów. (Dokładnie które ciała powinny być sklasyfikowane jako planety a które jako “mniejsze obiekty” pozostaje kwestią kontrowersji, jednakże chodzi tu tylko o definicję.)
Dystans Promień Masa
Planeta (000 km) (km) (kg) Odkrywca Data
——— ——— —— ——- ———- —–
Merkury 57,910 2439 3.30e23
Venus 108,200 6052 4.87e24
Ziemia 149,600 6378 5.98e24
Mars 227,940 3397 6.42e23
Jowisz 778,330 71492 1.90e27
Saturn 1,426,940 60268 5.69e26
Uran 2,870,990 25559 8.69e25 Herschel 1781
Neptun 4,497,070 24764 1.02e26 Galle 1846
Pluton 5,913,520 1160 1.31e22 Tombaugh 1930

Życie na Ziemi powstało na wskutek kilku czynników, w tym między innymi optymalnej temperaturze, umożliwiającej zachodzenie reakcji chemicznych, umożliwiających powstanie życia.
Z tego punkty widzenia można powiedzieć, że ojcem życia na ziemi jest właśnie Słońc, dostarczające ciepła i światła słonecznego, które powoduje reakcję fotosyntezy u roślin, a to z kolei prowadzi do powstania tlenu, niezbędnego dla zwierząt do życia. W przypadku, gdyby z kakiś powodów słońce zgasło nagle, po około 8 minutach dotrze do Ziemi ostatni jego promień i od tej pory zaczęła by się nieustająca noc. W ciągu kilku dni zginęłyby wszystkie rośliny – z braku Słońca, ale i z powodu gwałtownie spadającej temperatury. W krótkim czasie ziemia przypominała by jedną z pozostałych wyjałowionych planet, gdzie jedynie budowle świadczyły by o naszej obecności.
Jakkolwiek Słońce jest bardzo potrzebne do życia, to również dostarcza ludziom sporo problemów, związanych np. z burzami magnetycznymi, zakłócającymi pracę ziemskich, czułych na zmianę pola magnetycznego, urządzeń.

Słońce to najjaśniejszy obiekt widoczny na niebie. Od początku istnienia ludzkości przypisywano mu prawa boskie, wpływania na bieg świata i pojedynczych jednostek. Nie zdawano sobie sprawy, że jest to ciało niebieskie bardzo powszechne w przestrzeni kosmicznej, a zasada działania nie jest bardzo skomplikowana i nie ma z boskością nic wspólnego – to po prostu zestaw praw fizycznych, przekształcających miliardy ton wodory w cięższy hel i wytwarzający przy tym olbrzymie ilości ciepła, dostarczające energii całemu układowi słonecznemu. Przez tysiące lat oddawano mu cześć jako sile nadnaturalnej, która ciężko było pojąć i zrozumieć. W kilku kulturach składa również krwawe ofiary ze zwierząt i ludzi, które miały przebłagać boga słońca, aby nazajutrz ponownie pojawił się nad niebie.

Obecnie z punktu widzenia zwykłego śmiertelnika mieszkającego w mieście słońce służy jedynie do opalania (efekt opalenizny wywołuje promieniowanie nadfioletowe), w punktu widzenia rolników – to źródło światła, potrzebne do hodowli roślin, ale równie dobrze mogące go pozbawić całych plonów np. podczas suszy. Z punktu widzenia całej plany Słońce to czynnik, decydujący o klimacie na całej planecie. Napędza całą machinę, związaną z cyrkulacją powietrza i obiegiem wody w atmosferze, mające wpływ na pogodę.

Narodziny

W dziejach ludzkości nie zdarzyło się i prawdopodobnie nigdy się nie zdarzy, żeby można było obserwować narodziny gwiazdy i w ten sposób stwierdzić co było bezpośrednią przyczyną jej powstania. Istnieją teorie, które jednak są w stanie to wyjaśnić na dzisiejszym etapie naszej wiedzy. Nasze słońce pojawiło się około 4,5 miliarda lat temu, czyli stosunkowo niedawno, biorąc pod uwagę szacunkowy wiek wszechświata.
W początkowej fazie tworzenia się gwiazdy istnieje jedynie obłok wodoru, którego cząstki zaczynają oddziaływać między sobą siłami grawitacyjnymi. Z biegiem czasu powstaje coraz większa kula gazu, wewnątrz które rośnie ciśnienie – tym większe, im większa jest owa kula. Wraz z ciśnieniem pojawia się olbrzymia temperatura, na wskutek której elektrony cząstek zaczynają odrywać się od protonów. Przy temperaturze około 15 milionów stopni Celsjusza następuje znaczny wzrost prędkości protonów, które rozpoczynają oddziaływania jądrowe, tzw synteza jądrowa. Efektem reakcji syntezy jest przekształcenie 4 protonów w jądro helu, złożone z dwóch protonów i dwóch neutronów, czemu towarzyszy powstanie innych cząstek oraz uwolnienie znacznej liczby energii. Wewnątrz gwiazdy panuje nadal ogromna temperatura i ciśnienie, sprzyjające podtrzymaniu reakcji termojądrowej. Trwa to tak długo, dopóki starcza paliwa jądrowego, podtrzymującego reakcję jądrową.

Dane techniczne

Średnica: 1 390 000 km
Masa: 1.9 * 1030 kg (około 333000 razy więcej, niż ziemia)
Okres obrotu: od 25 do 36 dni
Średnia gęstość: 1.41 g/cm3
Grawitacja (równik): 262.37 m/s2
Odległość od ziemi: 149 600 000 kilometrów
promień: 696 000 kilometrów

Słońce jest gwiazdą średniej wielkości w porównaniu z miliardami podobnych, znajdującymi się w przestrzeni kosmicznej, jednak na tle planet w układzie słonecznym jest niewyobrażalnie wielkie.
Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym, obracającym się wokół własnej osi. Jego głównym składnikiem jest wodór, stanowiący około 72,7% jego masy, hel – 26,2% oraz w mniejszych ilościach tlen, węgiel, azot, magnez, krzem, siarka, żelazo i inne w ilościach śladowych.

www.Sciaga.pl
www.Goggle.pl
Książki o planetach(Słońce)-Domowe i Biblioteczne!

Zaćmienie Słońca powstaje, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne.

Rodzaje zaćmień Słońca

zaćmienie częściowe – występuje, gdy obserwator nie znajduje się wystarczająco blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc, by znaleźć się całkowicie w cieniu Księżyca, lecz na tyle blisko, że znajduje się w półcieniu.
zaćmienie całkowite – występuje, gdy obserwator znajduje się w cieniu Księżyca. W takim przypadku widoczna staje się korona słoneczna. Jest to możliwe dzięki temu, że obserwowane rozmiary kątowe Księżyca są tylko nieznacznie większe od rozmiarów kątowych Słońca i w przypadku zaćmienia całkowitego, Księżyc przysłania całkowicie powierzchnię Słońca, ale nie przysłania korony słonecznej.
zaćmienie obrączkowe – zwane również zaćmieniem pierścieniowym występuje wtedy, gdy, podobnie jak w przypadku zaćmienia całkowitego, obserwator znajduje się bardzo blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc. W odróżnieniu jednak od zaćmienia całkowitego, w przypadku zaćmienia pierścieniowego rozmiary kątowe Księżyca są mniejsze niż rozmiary kątowe Słońca. Dzieje się tak, wtedy, gdy zaćmienie ma miejsce w czasie, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu apogeum swojej orbity, czyli w pozycji najbardziej oddalonej od Ziemi.
zaćmienie hybrydowe – zachodzi wówczas, gdy w pewnych miejscach Ziemi to samo zaćmienie jest całkowite, a w innych obrączkowe. Tylko około 5 % wszystkich zaćmień jest hybrydowych.
W przypadku zaćmienia centralnego (całkowite, obrączkowe lub hybrydowe) obserwator nie znajdujący się w centrum, czyli nie w cieniu, ale w półcieniu obserwuje jedynie zaćmienie częściowe.

W ciągu roku występują (gdzieś na kuli ziemskiej) co najmniej dwa zaćmienia Słońca, ale nie więcej niż pięć (z tych najwyżej trzy są całkowite). I tak np. 1993 był rokiem z dwoma zaćmieniami, 1935 z pięcioma. Statystycznie rzecz biorąc, całkowite zaćmienie Słońca zdarza się na danym obszarze co 370 lat. Zdarza się oczywiście, że w danym regionie możemy takie zjawisko obserwować częściej (np. Brisbane w Australii (5 kwietnia 1856 i 25 marca 1857), czy wybrzeże Angoli (21 czerwca 2001 i 4 grudnia 2002).
Najbliższe zaćmienie Słońca widoczne w Polsce nastąpi 1 sierpnia 2008 roku, najbliższe obrączkowe zaćmienie 13 lipca 2075 roku, zaś najbliższe całkowite zaćmienie widoczne z terenów Polski dopiero 7 października 2135 roku.

Z powodu ruchów pływowych występujących na Ziemi, Księżyc stopniowo oddala się od naszej planety. Tempo tego ruchu to około 4 cm rocznie. Za mniej więcej 600 mln lat średnica kątowa tarczy Księżyca stanie się na tyle mała, że całkowite zaćmienia Słońca przestaną występować. Obserwować będzie można jedynie zaćmienia częściowe i obrączkowe.

This entry was posted in Astronomia. Bookmark the permalink.

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *

You may use these HTML tags and attributes: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>