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 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. Od słońca dzieli nas
około 150 mln km.
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.
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 energii 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.
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.
Plamy na Słońcu
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. Temperatura korony wynosi ok. 2 mln K (Błąd w tabeli!). Tak wysoką temperaturę nadają jej protuberancje oraz rozbłyski (rozbłysk przez chwile ma temperaturę większą niż jądro słońca)
