Słońce

Z Wikipedii

Ten artykuł dotyczy gwiazdy. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.

Słońce

Dane obserwacyjne

Średnia odległość
od Ziemi

149,6×10⁶ km

Wielkość
gwiazdowa (V)

−26,8^m

Wielkość
gwiazdowa
absolutna

4,8^m

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

1,392×10⁶ 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

(333 950 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

zmienna, od 1 do ~5 milionów K, typowo ~2 mln K

Szacowana
temperatura jądra

~13,6×10⁶ K

Moc promieniowania (L_S)

3,827×10²⁶ W

Ruch obrotowy

Inklinacja

7,25º
(względem ekliptyki)
67,23º
(względem płaszczyzny
Galaktyki)

Rektascensja
bieguna
północnego ¹

286,13º
(19^h4^min31,2^s)

Deklinacja
bieguna
północnego

+63,87º

Okres obrotu

ok. 1 miesiąc

Na równiku:

25,3800 dnia
(25^d9^h7^min13^s)

Szerokość 30°:

28^d4^h48^min

Szerokość 60°:

30^d19^h12^min

Szerokość 75°:

31^d19^h12^min

Prędkość liniowa
na równiku

7008,17 km/h

Skład fotosfery:

73,46 %

24,85 %

0,77 %

0,29 %

0,16 %

0,12 %

0,09 %

0,07 %

0,05 %

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: (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.

[edytuj] 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 centrum ciśnienie osiąga wartość 10¹⁶ Pa, co jest wynikiem faktu, 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.

[edytuj] Jądro

Jest to kula o promieniu 0,25 R_☉ (0,25 promienia Słońca). Na podstawie 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⁺ + v_e (1,44),

²H + p → ³He + γ (5,494),

³He + ³He → ⁴He + 2p + γ (12,860).

W nawiasach podana jest ilość energii uwolnionej w reakcjach, w MeV. 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 + v_e (0,862)

⁷Li + p → 2⁴He (17,348)

lub w reakcji pplll:

⁷Be + p → ⁸B + γ (0,137)

⁸B → ⁸Be + e⁺ + v_e (15,1)

⁸Be → 2⁴He (2,995)

Najrzadziej, bo w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dwóch protonów zachodzi reakcja pep:

p + e^- + p → ²H + v_e (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 przemieszczania 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 poruszają się z prędkością bliską prędkości światła i prawie nie oddziałują z mijaną materią, na pokonanie tej samej drogi potrzebują zaledwie dwóch sekund.

[edytuj] 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 konwekcyjna 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, po czym 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.

[edytuj] Atmosfera

Plamy na powierzchni Słońca sfotografowane w świetle widzialnym

Fotosfera – W powierzchniowych warstwach otoczki konwekcyjnej gęstość materii maleje na tyle, że staje się ona przezroczysta tak, 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 granul (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. Do około 500 km nad fotosferą rozciąga się warstwa minimum temperaturowego (ok. 4000 K). Jest tam na tyle chłodno, że utworzyć mogą się bardziej skomplikowane molekuły, jak woda czy dwutlenek węgla (z istniejących już w wyższych temperaturach CO i OH). Podobne temperatury panują w obszarze plam słonecznych i również tam zaobserwowano wodę.^[3]
Chromosfera – za początek tej warstwy uznaje się miejsce, gdzie temperatura jest najniższa (~4000 K), gdyż poczynając od tego miejsca średnia temperatura ponownie rośnie z wysokością, do około 25 000 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 bardzo cienka warstwa przejściowa, w której temperatura rośnie jeszcze gwałtowniej i sięga 1 mln K. Za ogrzewanie tej warstwy prawdopodobnie odpowiedzialne są fale hydromagnetyczne, rozpraszające 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. Temperatura korony wyraźnie zależy od miejsca i typowo wynosi ok. 2 mln K. Tak wysoką temperaturę nadają jej protuberancje oraz rozbłyski (rozbłysk przez chwilę może mieć temperaturę wyższą niż jądro Słońca)

[edytuj] Ewolucja Słońca

Cykl życiowy 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. Przez wiele miliardów lat będzie stygł, aż stanie się czarnym karłem (wszechświat jest jeszcze za młody, by istniały takie obiekty).

[edytuj] Obserwacje

UWAGA: bezpośrednia obserwacja Słońca może spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie patrz na Słońce ani gołym okiem, ani przez okulary przeciwsłoneczne! Zaleca się używanie filtrów, np. takich jak maska do spawania lub profesjonalne filtry mylarowe. Obserwacja Słońca przez przyrządy do tego niedostosowane (jak np. lornetki) prowadzić może do oparzenia i uszkodzenia siatkówki oka, co jest tym bardziej podstępne, że początkowo nie daje objawów bólowych!

Obserwując Słońce można zauważyć takie zjawiska jak:

erupcje słoneczne (zobacz też burze słoneczne)
flokule
granule
plamy słoneczne
pochodnie słoneczne
protuberancje

Widmo Słońca

[edytuj] Badania Słońca

[edytuj] Współcześnie

Trójwymiarowe zdjęcie Słońca (anaglif) dostarczone przez satelity STEREO

Ulysses – 6 października 1990 roku sonda znalazła się na orbicie okołoziemskiej. Obecnie krąży po wydłużonej orbicie heliocentrycznej, prostopadle do płaszczyzny ekliptyki, dostarczając informacji o biegunach Słońca.
SOHO – Start 2 grudnia 1995 roku. Krąży wokół punktu L1 układu Ziemia-Słońce. Wciąż zbiera dane.
Genesis – Misja której celem było zdobycie próbek materii, z której pierwotnie powstało Słońce. Wystartowała 8 sierpnia 2001. W 2004 roku powróciła w pobliże Ziemi. Kapsuła z próbkami rozbiła się podczas lądowania. Niektóre próbki poddano jednak analizie.
STEREO - Para amerykańskich sond kosmicznych badających koronalne wyrzuty masy na Słońcu. Misja rozpoczęła się 26 października 2006

[edytuj] Inne terminy związane ze Słońcem

[edytuj] Zobacz też

Zobacz galerię na Wikimedia Commons:
Słońce

Zobacz hasło słońce w Wikisłowniku

Zobacz w Wikicytatach kolekcję cytatów
o Słońcu

astronomia
bóstwo solarne – mitologia Słońca
Chronologiczny wykaz odkryć planet, planet karłowatych i ich księżyców w Układzie Słonecznym
Ziemia-śnieżka

Przypisy

↑ Mitchell Charity: What color is the Sun? (angielski). [dostęp 21 styczeń 2008].
↑ James B. Kaler: Spectra (angielski). [dostęp 21 styczeń 2008].
↑ Tennyson, Jonathan i Polyanski, Oleg. Water on the Sun: the Sun yields more secrets to spectroscopy. Contemporary Physics. 1998, volume 39, 4, 283 - 294. (angielski)