Słońce

Słońce jest najbliższą nam gwiazdą i ma wpływ na wszystkie zjawiska przyrodnicze na Ziemi. Co ciekawe, wśród gwiazd niczym szczególnym się nie wyróżnia. Jest żółtym karłem. Charakteryzuje się przeciętnymi rozmiarami, masą, temperaturą powierzchni, gęstością itd. Jak więc widzimy jest to całkiem przeciętna gwiazda i tylko jej bliskość sprawia, że dla nas, mieszkańców Ziemi na ona tak wielkie znaczenie.

Masa Słońca
Rozżarzona kula gazowa jaką stanowi Słońce zawiera w sobie 99,87% masy całego Układu Słonecznego. Masa planet stanowi zaledwie około 1/750 masy całego układu.
Widzimy więc, że tak prawdę mówiąc, nasz układ słoneczny to w zasadzie Słońce i bardzo niewielka domieszka innych składników, takich jak planety (w tym nasza Ziemia), księżyce, asteroidy, pył i różnego rodzaju okruchy skalne. Można się spodziewać iż w miarę rozwoju cywilizacji będą to także coraz większe ilości różnego rodzaju “ziemskich” śmieci.
Warto zdać sobie sprawę z tego jakie miejsce zajmujemy w tym układzie. Masa Słońca jest mniej więcej 333 000 razy większa od masy Ziemi.

Ciśnienie
Ciśnienie w środku wynosi 200 mld. atmosfer, gęstość – w centrum 151.3 g/cm3, średnia gęstość – 1.409 g/cm3.
Wysoka temperatura i olbrzymie ciśnienie warstw położonych wyżej tworzą we wnętrzu Słońca odpowiednie warunki dla reakcji jądrowych, stanowiących źródło energii słonecznej. W każdej minucie Słońce traci wskutek promieniowania około 240 mln ton masy.
Na Ziemię pada 1/2 200 000 000 promieniowania słonecznego, co stanowi
180 bilionów kilowatów.
Mniej więcej połowa tej energii zostaje odbita przez chmury i powierzchnię Ziemi, rozprasza się, a następnie jest pochłaniana przez atmosferę ziemską.
Słońce wysyła strumienie naładowanych cząstek materii (promieniowanie korpuskularne), które wpadając do jonosfery ziemskiej z prędkościami do
3000 km/s wywołują zorze polarne oraz zaburzenia w odbiorze radiowym.
Widzialną powierzchnię Słońca tworzy tzw. fotosfera. Fotosferę można określić jako cienką warstwę o grubości nie więcej niż 100 – 200 km. Absolutna wartość nieprzeźroczystości oraz szybkość jej wzrastania z głębokością określają ostrość obserwowanego brzegu tarczy Słońca. Przy brzegu tarczy dochodzimy jedynie do wyższych, a stąd i bardziej chłodnych warstw, niż to ma miejsce w środku tarczy. Wskutek tego jasność w środku tarczy jest większa od średniej jasności, a przy brzegach – mniejsza. Efekt ten zwany jest pociemnieniem brzegowym.
Na powierzchni Słońca znajdujemy różne twory: plamy słoneczne, widzialne czasami nawet gołym okiem, pochodnie (jaśniejsze niż fotosfera ) oraz granule przypominające gotujące się ziarna ryżu. W dużych plamach rozróżnić można na ogół czarny cień otoczony jaśniejszym półcieniem. Wskutek kontrastu z oślepiająco jasną fotosferą plamy wydają się bardzo ciemne, jednak w rzeczywistości świecą one jasno, gdyż temperatura ich jest wysoka
( 4300 – 4700o K).
Plamy często osiągają rozmiary kątowe ok. 2′, tj. 90 000 km ( a więc 7 razy większe od średnicy Ziemi ). Plamy przemieszczają się ze wschodniego brzegu Słońca ku zachodniemu, ujawniając tym samym obrót Słońca dookoła jego osi. Liczba plam, jak również względna wielkość zajmowanej przez nie powierzchni, stanowi charakterystykę aktywności słonecznej.
Granule – bardzo nietrwałe twory świetlne, kształtu owalnego, pokrywają całą fotosferę jak gdyby ziarnistą siatką ( granulacja ). Przeciętnie mają 100 km. Temperatura granul jest średnio o około 200o K wyższa od średniej temp. fotosfery, a jasność ich – ok. 30% większa.
Pochodnie, które obserwuje się na spektroheliogramach otrzymanych w promieniach wapnia, mają postać włókien różnego kształtu około 1,5 raza jaśniejszych niż fotosfera . Dobrze widoczne są blisko brzegu tarczy, są też widoczne doskonale w świetle białym. Pochodnie znajdują się ponad granulami i zazwyczaj otaczają plamy. Można też je zauważyć poza plamami co następuje przed tworzeniem się lub po zniknięciu plam w tej okolicy. Plamy, pochodnie i pola pochodni stanowią obszary zwiększonej aktywności słonecznej i podlegają prawu 11-letniej okresowości.
Na podstawie ruchu plam słonecznych oraz obserwacji innych szczegółów powierzchni Słońca stwierdzono, że Słońce nie obraca się jak ciało sztywne . Poszczególne fragmenty jego powierzchni poruszają się z różną prędkością . Najszybszy jest obrót w strefie równikowej – 25d,38. Na szerokości 15o czas pełnego obrotu wynosi 25d,50, na szerokości 30o – 26d,53, na szerokości
60o – 31d,0, a w pobliżu bieguna około 35d,0.
W 1844 roku niemiecki miłośnik astronomii, aptekarz S.Schwabe odkrył periodyczność występowania plam na Słońcu. Średnio co 11 lat występuje maksimum liczby plam słonecznych. Odstępy czasu pomiędzy kolejnymi maksimami wynoszą od 7,3 do 17,1 lat. Już dawno stwierdzono, że plamy pojawiają się nie na całej powierzchni Słońca. Na początku każdego nowego cyklu plamy pojawiają się często parami po obu stronach równika, na szerokościach heliograficznych około ą 35o, przy czym na północnej półkuli Słońca pierwsza z plam każdej pary jest plamą z biegunem magnetycznym północnym, a druga z południowym. Plamy każdego rozpoczynającego się jedenastoletniego cyklu dostrzegamy najpierw z dala od równika. Ze wzrostem liczby plam zbliżają się one ku równikowi (prawo Spórera) nie przekraczając jednak na ogół 6o szerokości heliograficznej . W pobliżu minimum plamy zanikają. Największa ich liczba pojawia się koło 16o. W następnym cyklu plamy znowu rozkładają się w pasie 35o szerokości heliograficznej. Zatem można zauważyć, że pełny okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 22 lata (cykl magnetyczny).
Słońce otacza rozrzedzona i świecąca atmosfera . Nawet w najniższej jej warstwie ciśnienie gazów jest tysiąc razy mniejsze niż ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Ziemi . Gęstość materii w atmosferze słonecznej wynosi 10 -10 g/cm3 i jest znacznie mniejsza niż atmosfery ziemskiej. Atmosfera Słońca w sposób umowny dzieli się na następujące warstwy:
 warstwę odwracającą
 chromosferę
 koronę
Warstwa odwracająca grubości około 500 km zawiera wiele pierwiastków chemicznych. Temperatura tej warstwy wynosi około 5000 K.
Chromosfera. Podczas całkowitych zaćmień Słońca w czasie kilku sekund można oglądać chromosferę i fotografować jej widmo. Widmo to składa się z samych jasnych linii, cechujących materię wchodzącą w skład chromosfery. Chromosfera, wznosząca się nad warstwą odwracającą do 12 000 – 14 000 km, świeci wyraźnie czerwonym światłem. Temperatura jej niższych warstw wynosi 5000 – 6000 K. W profilu, tzn. oglądana przy brzegu Słońca, chromosfera ma nieregularne zarysy
( tzw. bryzgi chromosferyczne, w terminologii angielskiej – spicules ). Najwyższe z nich wznoszą się na kilka tysięcy kilometrów ponad średni poziom chromosfery. Są one najprawdopodobniej związane z granulacją słoneczną. Olbrzymie wyskoki rozżarzonej świecącej materii nad chromosferą , dobrze widoczne podczas całkowitych zaćmień, i obserwowane za pomocą specjalnych przyrządów widmowych lub filtrów interferencyjnych, noszą nazwę protuberancji .
Na podstawie wyglądu protuberancji oraz prędkości i właściwości ruchu materii można je podzielić na klasy:
 Protuberancje spokojne – ruch materii i zmiana kształtu są powolne. Czas ich trwania wynosi kilka tygodni, a nawet miesięcy; obserwuje się je we wszystkich szerokościach heliograficznych.
 Protuberancje aktywne – zachodzą w nich dość szybkie ruchy strumieni materii od protuberancji do fotosfery i od jednej protuberancji do drugiej.
 Protuberancje erupcyjne albo wybuchowe – z wyglądu przypominają olbrzymie fontanny sięgające 1,7 milionów km nad powierzchnią Słońca. Zachodzi w nich szybki ruch materii . Protuberancje te wznoszą się z olbrzymimi prędkościami rzędu setek km/s i dość szybko zmieniają swe kształty.
 Protuberancje koronalne powstają nad chromosferą w postaci niedużych obłoków zlewających się potem w jedną chmurę , z której oddzielnymi strugami opuszczają się w dół ku chromosferze strumienie świecącej materii.
Korona stanowi najbardziej zewnętrzną warstwę atmosfery słonecznej. Rozciąga się ona na odległość kilku promieni Słońca od jego powierzchni i ma bardzo małą gęstość. Widoczna jest wyraźnie jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca jako promienista poświata . Promienie idą w kierunkach radialnych, a wachlarze jakby wiążą łukami poszczególne punkty brzegu tarczy słonecznej. Kształt korony słonecznej w znacznym stopniu zależy od fazy cyklu plam słonecznych, tzn. od stopnia aktywności słonecznej. Korona składa się z nadzwyczaj rozrzedzonej plazmy, tzn. jonów i swobodnych elektronów.
Zakłócenia łączności radiowej na falach krótkich są często związane z niespodziewanie pojawiającymi się tzw. rozbłyskami chromosferycznymi na Słońcu, będącymi przyczyną gwałtownego zwiększenia się strumienia ultrafioletowego i rentgenowskiego promieniowania Słońca. Rozbłyski te dają silne promieniowanie korpuskularne. Rozbłyski chromosferyczne zawsze pojawiają się w aktywności słonecznej np. w grupie plam, czasami pomiędzy dwiema plamami tworzącymi parę magnetyczną. Obszary te charakteryzują się gwałtownym zwiększeniem jasności.

Z czego zbudowane jest Słońce ?
Spośród 104 pierwiastków chemicznych znanych na Ziemi, drogą analizy widmowej odkryto na Słońcu około 70. Ponad 70% masy Słońca stanowi wodór, 28% hel, wszystkich pozostałych pierwiastków jest mniej niż 2%. Biorąc z kolei za punkt wyjścia liczbę poszczególnych atomów, a nie ich masę możemy powiedzieć, że Słońce prawie w całości składa się z wodoru.
Reasumując: Do najważniejszych pierwiastków wchodzących w skład Słońca należą: (podział ze względu na liczbę atomów)

H92.1 %
He7.8 %
O0.061 %
C0.030%
N0.0084%
Ne0.0076%
Fe0.0037%
Si0.0031%
Mg0.0024%
Al0.0015%
Inne0.0015%

Pierwiastki, które występują na Słońcu, jak już wspomnieliśmy, można także odnaleźć na Ziemi. Najlepszym przykładem może być tlen. Każdy chyba wie, że jest nam niezbędny do życia. Innym przykładem, takim z codziennego życia wziętym, mogą być miedziane druty używane do przewodzenie prądu. Jak sama nazwa wskazuje pierwiastkiem, który nas interesuje będzie w tym przypadku miedź.

Temperatura
Pytając o temperaturę Słońca musimy uściślić o jaką część gwiazdy nam chodzi ponieważ temperatura nie jest jednolita dla wszystkich warstw Słońca. Najgorętszym miejscem jest centrum Słońca, jego jądro. Temperatura osiąga tam wartość przynajmniej 10 000 000o K, a niektóre źródła podają, że jest to
15 557 000o K. Ale tak na dobrą sprawę, czy potrafimy sobie wyobrazić co oznacza 10 mln stopni?
Powierzchnia Słońca jest chłodniejsza, cechuje się temperaturą około 5800o K
Tuż ponad powierzchnią Słońca dzieje się coś dziwnego. Temperatura znowu ogromnie wzrasta, tym razem do 1.5 – 2 mln stopni K (w literaturze spotykamy nawet zakres od 2 000 000oK
3 000 000o K). To co prawda chłodniej niż w centrum, ale w porównaniu z temperaturą powierzchni gwiazdy wzrost jest ogromny. Przyczyn tak wielkiego wzrostu temperatury w tej warstwie (zwanej koroną słoneczną) naukowcy szukają od dawna. I pewnej odpowiedzi nie znaleźli. Pozostaje to nadaj jedną z największych zagadek związanych ze Słońcem

This entry was posted in Uncategorized. 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>