Słońce, gwiazdą życia.

Słońce jest jedną z tysiąca gwiazd, jakie widzimy na niebie w każdą pogodną noc. Krążą one dookoła środka olbrzymiego układu gwiezdnego, który nazywamy Galaktyką. W jednym z jej ramion spiralnych znajduje się Słońce w odległości około 8,5 kiloparseka od środka i 8 parseków od płaszczyzny równikowej Drogi Mlecznej. W jej otoczeniu, wewnątrz kuli
o promieniu 50 parseków, znajduje się około 100 gwiazd, spośród których najbliższą jest gwiazda Proxima Centauri, odległa o 1,3 parseków. Wraz
z innymi gwiazdami Słońce obiega centrum Galaktyki, poruszając się
z prędkością 220 km/s, a całą orbitę pokonuje w ciągu niespełna 250 milionów lat.
Przez wiele stuleci ludzie wierzyli, że to Ziemia jest nieruchomym środkiem Wszechświata, lecz Mikołaj Kopernik obalił tę tezę. Po wielu latach matematycznych rozważań i wnikliwych obserwacji nieba zaobserwował, że wschody i zachody ciał niebieskich to tylko odbicie dziennego obrotu Ziemi wokół własnej osi. Oznacza to, że to nie Słońce obraca się wokół Ziemi tylko Ziemia wokół Słońca. Znajduje się ono w samym środku, wszystkie planety układu słonecznego krążą po orbitach wokół niej. Jest nie tylko środkiem dla ruchu kołowego planet, ale również je oświetla i ogrzewa – jedne mniej, drugie bardziej.
Informacje o budowie Słońca i innych gwiazd otrzymano dopiero po wynalezieniu lunety i przyrządu do badania widma , zwanego spektroskopem. Odkryto, że Słońce jest kulą silnie rozżarzonego
i zagęszczonego gazu. Jej promień to 700 tysięcy kilometrów, czyli jest prawie 109 razy większa od promienia Ziemi. Kula ta w swej objętości zawiera taką ilość materii, że można by z niej zbudować 333 tysiące planet podobnej wielkości, co Ziemia. Słońce jest otoczone rozległą powłoką gazową, która nazywa się koroną. W normalnych warunkach nie możemy jej zobaczyć z uwagi na oślepiające światło, ale podczas zaćmienia Księżyca, mamy możliwość podziwiania przepięknej aureoli. Są to cząsteczki zjonizowanego gazu, który opuścił powierzchnię słońca
i rozciąga się na bardzo dużą odległość. Średnia gęstość materii wynosi 1,4g/cm3, co stanowi około 25 procent średniej gęstości Ziemi. Ten zjonizowany gaz nazywany jest plazmą, atomy w nim są częściowo lub całkowicie pozbawione swych powłok elektronowych. Wielka ilość materii
i duża jej gęstość sprawiają, że we wnętrzu Słońca temperatura dochodzi do 15 milionów stopni Celsjusza i panuje ogromne ciśnienie, przekraczające 70 miliardów atmosfer. Są tam, więc idealne warunki do przemian jądrowych podobnych do tych, jakie zachodzą podczas wybuchu bomby termojądrowej. Polega ona na łączeniu się czterech jąder wodoru w jedno jądro helu, w wyniku, czego wyzwalają się ogromne ilości energii, którą Słońce nas obdarowuje. Trwa to od miliardów lat i będzie trwało przez długi, długi czas, ponieważ wodór stanowi około trzy czwarte ogólnej masy Słońca. Na hel przypada jedna piąta jego masy, a reszta na pozostałe pierwiastki takie jak: tlen, węgiel, żelazo, neon, azot, krzem, magnez i siarka. One znajdują się głównie w jądrze. W jednej sekundzie traci ono w postaci promieniowania około 4 miliony ton swej masy, ale
w stosunku do całej masy taka ilość jest mikroskopijna, bowiem Słońce od 5 miliardów lat straciło tylko dwie setne procenta swojej masy.
Słońce składa się z sześciu warstw, z zewnątrz otacza je korona ze zjonizowanego gazu. Jest ona widoczna tylko wtedy, gdy oślepiająca fotosfera słoneczna jest przysłonięta, na przykład przez księżyc. Korona jest bardzo rozrzedzona i znacznie gorętsza niż fotosfera, ma ponad 2,5 miliona Kalwinów. Wydaje się to bardzo nierealne, ponieważ ciepło przepływa z miejsc gorętszych do chłodniejszych, więc jak może stosunkowo chłodne, Słońce utrzymywać swą koronę w tak wysokiej temperaturze. Okazuje się, że korona czerpie swą energię nie z ciepła, ale z wewnętrznych ruchów konwekcyjnych Słońca. Trochę tej energii mechanicznej rozchodzi się na zewnątrz przez chromosferę i koronę, gdzie zamienia się w końcu na ciepło. Korona nie ma granicy zewnętrznej, ani nie jest statyczna. Plazma koronalna ciągle eksploduje na zewnątrz,
w przestrzeń. W odległości 1 JA , wypływające z korony na zewnątrz jony stanowią wiatr słoneczny, który przepływa obok Ziemi z prędkością od 300 do 600 km/s-1. Dzisiejszy wiatr słoneczny jest wykrywalny przez satelity
i przejawia się w odmuchiwaniu gazowych warkoczy komet w kierunku od Słońca oraz przyczynia się do świecenia zórz polarnych i powstawania burz magnetycznych w atmosferze Ziemi.
Pod koroną znajduje się chromosfera, jest to cienka warstwa atmosfery słonecznej, rozciągająca się do wysokości 10 tysięcy kilometrów nad fotosferą. Temperatura, jaka tam panuje dochodzi do 15 tysięcy C. Jest ona widoczna najlepiej podczas całkowitych zaćmień. Po zakryciu przez księżyc fotosfery widać cienką ciemno-różową obwódkę. Charakterystycznymi elementami chromosfery są cienkie twory świecącego gazu, które przypominają źdźbła ogromnego pola ognistej trawy wyrastającej z fotosfery. Są to tak zwane spikule . Materia ta unosi się do szczytu chromosfery, a po kilkunastu minutach opada. Można zaobserwować również tak zwane protuberancje . Są to zdeformowane łuki, które wznoszą się na wysokość nawet 160 tysięcy kilometrów. Są one otoczone plazmą koronalną o temperaturze rzędu 1,5 milionów Kalwinów, lecz pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazmę protuberancji od gorącej plazmy koronalnej. Ich masa wynosi około 1014kilograma. Rozpiętość szczególnie dużego łuku wynosi ponad trzysta tysięcy, czyli jest dwadzieścia siedem razy większa od średnicy Ziemi. Protuberancje są związane z zaburzeniami pola magnetycznego Słońca, spowodowanymi ruchami mas gazu w warstwie powierzchniowej. Wywołują one czasami gwałtowne erupcje gazu oraz to, że różne obszary Słońca wirują z różną prędkością kątową. Możemy je zobaczyć podczas zaćmienia, ale również przy użyciu koronografu . Rozróżniamy kilka typów protuberancji. Protuberancja spokojna jest to jeden lub więcej luków, których nogi zakotwiczone są między supergranulami . Ich rozmiary sięgają od kilkudziesięciu tysięcy do miliona kilometrów długości, do stu tysięcy kilometrów wysokości, a grubość ma zaledwie kilkanaście tysięcy kilometrów. Przy obserwacji często można zobaczyć drobna strukturę łuków, które składają się z wielu cienkich włókien, jest pięknym obiektem obserwacji nie można jej opisać słowami, to po prostu trzeba zobaczyć. Zazwyczaj istnieją od kilku dni do kilku miesięcy. Powstają, gdy pole magnetyczne podtrzymujące materię ulega destabilizacji i zaczyna wznosić się w koronie z wzrastającą prędkością. W początkowej fazie prędkość jest dosyć wolna, ale wzrastając stopniowo dochodzi do ponad kilkuset km/s. Część materii wraca do chromosfery, ale znaczna większość wynoszona jest w przestrzeń międzyplanetarną. Kolejnym przykładem jest protuberancja obszarów aktywnych. Są one zazwyczaj mniejsze, znacznie bardziej aktywne, obserwuje się w nich często szybkie przepływy materii, zdarzają się okresy gwałtownej przebudowy ich struktury, czas ich życia jest znacznie krótszy od czasu życia protuberancji spokojnych. Do najbardziej charakterystycznych typów protuberancji aktywnych zalicza się Surge i Spraye. Ten pierwszy typ to przepływ materii chromosferycznej
z prędkością dochodzącą do dwustu km/s wzdłuż zamkniętych pętli magnetycznych, zakotwiczonych w obszarach aktywnych. Surge może wznieść się na wysokość do kilkuset tysięcy kilometrów, zanim jego materia stanie się niewidoczna lub zanim opadnie z powrotem do chromosfery. Czas życia Surge’a wynosi nie więcej niż 20 minut.
Kolejna warstwa to Fotosfera. Jest to powierzchnia Słońca, z której emitowane jest światło słoneczne. Widoczna jest bez żadnych przyrządów. Jest bardzo cienka, ma trzysta kilometrów długości. Składa się głównie
z neutralnych atomów gazów o temperaturze około 5700 Kalwinów. Fotosfera i przylegające do niej bezpośrednio warstwy Słońca są w ciągłym ruchu turbulentnym . Najbardziej znaną charakterystyczną rzeczą, która się na niej znajdują są plamy słoneczne. Pojawiają się zwykle w postaci małych, ciemnych obszarów. Rozwijają się w ciągu jednego lub dwóch tygodni, osiągając średnio 50 tysięcy kilometrów średnicy. Niekiedy jednak wyrastają prawdziwe giganty posiadające do stu trzydziestu kilometrów średnicy, które można dojrzeć gołym okiem. Typowa plama słoneczna składa się z ciemnego jądra i otaczającego ją półcienia. Są to obszary chłodniejsze od otoczenia o około dwa tysiące C
i przez kontrast z jasną powierzchnią Słońca, której temperatura wynosi około sześć tysięcy C, wydają się prawie czarne. Występują
w nich lokalne pola magnetyczne o wielkim natężeniu, przekraczającym niekiedy trzy tysiące erstedów . Dla porównania należy dodać, że średnie pole magnetyczne Słońca ma natężenie tylko około jednego ersteda. Zazwyczaj plamy słoneczne nie występują pojedynczo, lecz w grupach składających się czasami z stu lub więcej pojedynczych plam. Pojawiają się jedynie w dwóch pasach równoleżnikowych Słońca, położonych po obu stronach równika. Nie są to twory trwałe, chociaż niekiedy jedna i ta sama grupa plam utrzymuje się przez kilka miesięcy. Liczba plam słonecznych nie jest stała, ale zmienia się z roku na rok. Najwięcej ich jest w maksimum aktywności Słońca. Zdarzają się takie dni, w których nie widać ani jednej plamy. Cały zaś cykl plamotwórczy trwa około 11 lat, na co pierwszy zwrócił uwagę już w roku 1851 niemiecki miłośnik astronomii Samuel H. Schwabe. Jednym z mierników aktywności Słońca są właśnie względne liczby plam, zwane liczbami Wolfa .
Jądro otoczone jest strefą promieniowania. W obszarze tym, stanowiącym dość grubą, w przybliżeniu kulistą powłokę, odbywa transport energii w kierunku od środka na zewnątrz poprzez promieniowanie. Transport ten, wskutek nieustannego pochłaniania, ponownej emisji i znów absorpcji , wcale nie przebiega szybko. Ocenia się, ze przeciętna długość czasu potrzebnego na przewędrowanie energii wytworzonej w rdzeniu słonecznym, aż do chwili opuszczenia przez nią fotosfery wynosi około miliona lat. Tak więc obecnie dociera do Ziemi energia wypuszczona gdzieś w początkach okresu czwartorzędowego.
Strefę promieniowania w Słońcu otacza kolejna warstwa, zwana strefą konwekcji, której grubość ocenia się na około 80 tysięcy kilometrów. Tutaj transport energii odbywa się głównie poprzez konwekcję, krążenie energii. Zjawisko dobrze nam znane chociażby z domowych kaloryferów. Wypada zaznaczyć, że przenoszenie energii na tej drodze występuje także, choć na niepomiernie mniejszą skalę. Odwrotnie, promieniowanie transportuje niewielką część energii również w strefie konwekcji. Oba te obszary nie są też ostro odgraniczone od siebie, lecz przechodzą jeden w drugi w sposób ciągły. Z tą strefą graniczy fotosfera.
W samym jądrze Słońca zachodzą reakcje termojądrowe. Temperatura panująca w nim to 15 milionów stopni Celsjusza, a gęstość przekracza o ponad 150 razy gęstość wody. Przy takiej temperaturze jądra atomów wodoru ulegają syntezie i formują jądra atomów helu.
W trakcie tej reakcji wyzwalają się niewyobrażalne ilości energii, które wydostają się z jądra i wędrują na powierzchnię tak jak to już wyżej opisałem.
Źródłem energii Słońca jest reakcja syntezy jąder, powszechnie nazywane reakcją termojądrową. Jak wiemy, Słońce, podobnie jak wiele innych gwiazd, zbudowane jest głównie z wodoru, który obecnie jeszcze stanowi aż około 99 procent jego masy. Ten właśnie wodór może przekształcać się w hel. W procesie tym 4 jądra najprostszego izotopu wodoru, zwanego protonem, czyli protony 1H przekształcają się w jądro izotopu helu 4He. Następuje zmniejszenie masy całego układu o 0,7 procenta, a uwalnia się energia, która ulega wypromieniowaniu. Aby proces syntezy, czyli zlewania się jąder mógł zachodzić, muszą się one zbliżyć do siebie na dostatecznie małą odległość. Przeciwdziała temu silne ich odpychanie elektrostatyczne. Wszystkie jądra obdarzone są, bowiem jednoimiennymi ładunkami, dodatnimi. Zbliżenie może nastąpić, gdy mają one dostatecznie duże prędkości ruchu, to znaczy w przypadku wyboru
o bardzo wysokiej temperaturze. Dlatego reakcje syntezy nazywamy właśnie termojądrowymi. Po poznaniu jak przebiega taka reakcja, możemy się zastanowić, w jakich warunkach przebiega. Gęstość materii
w słońcu wynosi 100 g/cm3, temperatura bliska 15 milionów Kalwinów.
W tych warunkach czasy przebiegu poszczególnych procesów syntezy są niezwykle długie. Powstawanie pojedynczego jądra helu w cyklu, który opisałem wyżej wynosi, aż 100 milionów lat. Nie dziwne jest, że aby mogła następować owa gigantyczna produkcja energii, konieczne jest uczestnictwo w niej niezwykle dużych ilości jąder.
Sposobami przekazywania energii przez Słońce jest promieniowanie
i konwekcja, które uzyskujemy oczywiście poprzez reakcje termojądrowe. Reakcja ta polega między innymi na syntezie 4 jąder wodoru w warunkach bardzo wysokiej temperatury równającej się 10-20 *106 Kalwinów. Skutkiem tej reakcji nie są tylko dwie cząsteczki neutrin i jądro helu, ale także wypromieniowana zostaje energia w ilości 4,27 * 1012 dżuli. Lecz zanim ta energia wydobędzie się z wnętrza Słońca, przebędzie długą
i czasochłonna drogę. Początkowo przechodzi przez najbliższą strefę, która otacza jądro, czyli strefę promieniowania. Tutaj, jak sama nazwa wskazuje, energię będziemy przenosić poprzez promieniowanie. W następnej strefie przekazywanie odbywa się głównie poprzez konwekcję – krążenie materii. Jednak na tej drodze przenoszenie energii odbywa się także poprzez promieniowanie, które transportuje bardzo małą ilość energii. Później energia przechodzi poprzez kolejne warstwy i zostaje wypromieniowana w układ słoneczny. W rezultacie tego procesu masa Słońca maleje zgodnie z wzorem E = mc2 w tempie 4.200.000 ton/s,
a jego życie ocenia się jeszcze na kilka miliardów lat. Ziemia odbiera jedną milionową część energii wypromieniowanej przez Słońce, to jest
1,73 * 1014 kilowatów.
Słońce odgrywa bardzo ważna rolę w naszym życiu. Droga wyprodukowanej energii w jądrze jak się dowiedzieliśmy jest bardzo czasochłonna. Gwiazda układu słonecznego jest nie tylko obiektem, który daje nam ciepło czy światło, jest również pięknym obiektem obserwacyjnym.


Bibliografia:

„Słońce – Ziemia” - Jan Mergentaler
„Wiadomości ogólne o Słońcu” - Włodzimierz Zonn

Trudne słowa:

Parsek to jednostka odległości używana w astronomii. Jest to odległość, dla której paralaksa roczna wynosi 1 sekundę łuku. Parsek można równoważnie opisać jako odległość, z jakiej połowa wielkiej osi orbity ziemskiej jest widoczna jako łuk o długości 1 sekundy.
Widmo spektroskopowe to zarejestrowany obraz promieniowania rozłożony na częstotliwości, długości fali lub energie, które zostało wyemitowane albo weszło w kontakt z analizowaną substancją, przeszło przez nią lub zostało przez nią odbite.
JA – Jednostka astronomiczna jest to średnia odległość Ziemi od Słońca
Spikula, Bryzga Chromosferyczna – rodzaj aktywności słonecznej, objawiającej się jasnymi fontannami materii wyrzucanej z dolnych warstw chromosfery Słońca.
Protuberancje - jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca się ze stosunkowo gęstej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze
Koronograf to przyrząd astronomiczny służący do obserwacji korony słonecznej. Posiada on przesłonę odcinającą światło pochodzące z tarczy Słońca. Dzięki koronografowi możliwa jest obserwacja korony słonecznej niezależnie od momentów całkowitych zaćmień Słońca. Może on także służyć do obserwacji komet znajdujących się blisko Słońca
Supergranulacje, to wielkoskalowe komórki widoczne w polu prędkości horyzontalnych materii fotosferycznej. Komórki te określane są mianem supergranul, jednak nie należy ich mylić z dużymi granulami, które są tworami znacznie mniejszymi i o innych właściwościach.
Ruch turbulentny to ruch burzliwy, chaotyczny.
Ersted - jednostka natężenia pola magnetycznego w układzie Centymetr, Gram, Sekunda.
Rudolf Wolf, szwajcarski astronom. Żył od 1816 roku do 1893r. W 1849r. zaczął systematycznie obserwować plamy na Słońcu. Liczbę Wolfa obliczamy za pomocą wzoru: R= 10g+f, gdzie R oznacza liczbę Wolfa, g – liczbę grup, f – liczbę plam w tych grupach.
Absorpcja to proces polegający na wnikaniu cząsteczek, atomów lub jonów do wnętrza innej substancji tworzącej dowolną fazę ciągłą.
Neutrina są to drobne cząstki, które powstają w wyniku syntezy jąder wodoru. Nie posiadają ładunku elektrycznego i poruszają się z bardzo ogromna prędkością – światła.