Kontakt | Mapa witryny | Szukaj
Strona główna Sondy planetarne Sondy księżycowe Satelity ziemskie
Układ Słoneczny
Słońce

DANE OBSERWACYJNE
Średnia odległość od Ziemi
Obserwowalna wielkość gwiazdowa
Absolutna wielkość gwiazdowa
Typ widmowy
Metaliczność
Wielkość kątowa
149,6 mln km

-26,74

4,83
G2V
Z=0,0122
31,6' - 32,7'
PARAMETRY ORBITY
Średnia odległość od centrum Galaktyki
Okres orbitalny
Prędkość



26 000 lat świetlnych
225 - 250 mln lat
~220 km/s (orbitalna)
~20 km/s (względem sąsiednich gwiazd)
PARAMETRY FIZYCZNE
Średnica
Obwód równikowy
Powierzchnia
Masa
Średnia gęstość
Przyśp. grawitacyjne
Prędkość ucieczki
Temperatura


1,391 mln km
4,37 mln km
6,0877 mld km²
1,9891×10³º kg
1,409 g/cm³
274 m/s²
617,7 km/s
15,7 mln K (jądro)
5778 K (fotosfera)
~5 mln K (korona)
RUCH OBROTOWY
Inklinacja


Rektascensja bieguna północnego
Deklinacja bieguna północnego
Okres obrotu

Prędkość rotacji
7,25° (względem ekliptyki)
67,23° (względem płaszcz. galaktycznej)

19h 4min 30sek

+63,87°
25,05 dnia (równik)
34,4 (bieguny)
7189 km/h (równik)
SKŁAD FOTOSFERY (MASOWO)
Wodór
Hel
Tlen
Węgiel
Żelazo
Neon
Azot
Krzem
Magnez
Siarka
73,46%
24,85%
0,77%
0,29%
0,16%
0,12%
0,09%
0,07%
0,05%
0,04%
Słońce jest gwiazdą Układu Słonecznego oraz jego centralnym obiektem. Jest prawie idealnie kuliste i składa się z gorącej plazmy poprzeplatanej polem magnetycznym. Ma średnicę 1 391 016 kilometrów (109,2 średnic Ziemi), a masa Słońca (1,9891×1030 kg - ponad 333 000 razy więcej niż Ziemia) stanowi około 99,86% masy Układu Słonecznego. Pod względem chemicznym około ¾ masy Słońca przypada na wodór, resztę masy stanowi w większości hel. Mniej niż 2% masy przypada na cięższe pierwiastki (tlen, węgiel, neon, żelazo i inne), jednak nawet i ta ilość (1,69%) pozwoliłaby na zbudowanie 5628 planet o masie Ziemi.

Na podstawie widma Słońce zostało sklasyfikowane jako gwiazda typu G2V - często określane jest również jako "żółty karzeł" (ponieważ większość swojej energii wypromieniowuje w zielono-żółtym zakresie widma widzialnego). G2 oznacza, że temperatura jego powierzchni wynosi około 5500 °C, natomiast V - że Słońce jest gwiazdą ciągu głównego, tzn. generuje energię w wyniku termojądrowej fuzji wodoru w hel (w ciągu sekundy w jądrze Słońca w przemianie takiej ulega 620 milionów ton wodoru). Astronomowie uważają Słońce za gwiazdę małą, jednak w rzeczywistości jest jaśniejsza niż około 85% populacji gwiazd w Drodze Mlecznej (złożonej w większości z czerwonych karłów). Absolutna wielkość gwiazdowa wynosi 4,83m, jednak z racji niewielkiej odległości od Ziemi obserwowana wielkość gwiazdowa Słońca wynosi -26,74m. Gorąca korona słoneczna nieustannie ulatuje w przestrzeń kosmiczną tworząc wiatr słoneczny (strumień cząstek naładowanych), który dociera aż do heliopauzy (w odległości około 100 j.a. od Słońca). Bąbel stworzony przez wiatr słoneczny w gazie międzygwiezdnym nazywany jest heliosferą i jest największą jednolitą strukturą w Układzie Słonecznym.

Słońce znajduje się obecnie w Lokalnym Obłoku Międzygwiezdnym, który jest częścią Bąbla Lokalnego usytuowanego przy wewnętrznej krawędzi Ramienia Oriona Galaktyki. Nasza gwiazda orbituje w odległości około 24 000 - 26 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki, a okres jej obiegu wynosi 225 - 250 milionów lat. Złożenie wektora prędkości Galaktyki (550 km/s w kierunku gwiazdozbioru Hydry) oraz wektora prędkości orbitalnej Słońca (220 km/s w kierunku gwiazdozbioru Lutni) sprawia, że względem kosmicznego promieniowania tła Słońce porusza się z prędkością 370 km/s w kierunku gwiazdozbioru Pucharu lub Lwa.

Średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi około 149,6 miliona kilometrów (1 j.a.) i jest uśrednieniem odległości Ziemi od Słońca w peryhelium (152,1 mln km, przypada w styczniu) oraz aphelium (147,1 mln km, przypada w lipcu). Odległość tą światło pokonuje w około 8 minut i 19 sekund. Światło słoneczne jest (w sposób bezpośredni lub pośredni) źródłem energii dla prawie wszystkich organizmów żywych na Ziemi, napędza zmiany pogody i klimatu. Ogromny wpływ Słońca na Ziemię dostrzeżono już w czasach prehistorycznych - w niektórych kulturach uważano je nawet za bóstwo. W ciągu wieków badania Słońca posuwały się bardzo powoli - jeszcze w XIX wieku naukowcy nie wiedzieli zbyt wiele o budowie fizycznej Słońca oraz źródle jego energii. Nawet obecnie - pomimo znacznego postępu w nauce i technice - liczne zjawiska słoneczne pozostają jeszcze niewyjaśnione.

Budowa Słońca: 1 - jądro, 2 - warstwa promienista, 3 - warstwa konwekcyjna, 4 - fotosfera, 5 - chromosfera, 6 - korona, 7 - plamy słoneczne, 8 - granulacja słoneczna, 9 - protuberancja.
Charakterystyka

Słońce jest gwiazdą typu G ciągu głównego, na którą przypada 99,8632% całkowitej masy Układu Słonecznego. Jego widoczna powierzchnia obraca się z różną prędkością (jest to tzw. rotacja różnicowa): okres obrotu dla pasa równikowego wynosi około 25,6 dni, natomiast w przypadku okolic biegunowych - około 35 dni. Tak wolna rotacja wytwarza niewielką siłę odśrodkowa, która jest około 18 milionów razy słabsza niż grawitacja na równiku słonecznym. To wszystko sprawia, że Słońce jest niemal doskonałą kulą - spłaszczenie wynoszące około 0,000009 oznacza, że jego średnica polarna różni się od średnicy równikowej o około 10 kilometrów. Na kształt Słońca nie wpływają również siły pływowe generowane przez grawitacje planet.

Słońce jest gwiazdą I populacji, co oznacza, że jest gwiazdą zasobną w cięższe pierwiastki. Pierwiastki takie jak złoto lub uran mogły wytworzyć się jedynie w trakcie endoenergetycznych reakcji termojądrowych, które zachodzą tylko w czasie wybuchu supernowej. Po zsyntezowaniu zostały rozproszone w przestrzeni kosmicznej i weszły w skład pierwotnej mgławicy, z której uformowało się Słońce i cały Układ Słoneczny (można powiedzieć obrazowo, że Słońce powstało częściowo z popiołów wcześniejszej gwiazdy).

Słońce jest kulą plazmy i nie ma twardej powierzchni jak planety skaliste. Widoczna tarcza Słońca (fotosfera) jest warstwą gazu, która staje się przeźroczysta dla światła widzialnego. Głębsze warstwy Słońca nie mogą być zaobserwowane bezpośrednio, ale można je badać z wykorzystaniem powstających tam fal dźwiękowych (w sposób analogiczny do badania wnętrza naszej planety przez fale sejsmiczne). Niezwykle pomocnym narzędziem w badaniu najgłębszych warstw Słońca oraz zachodzących tam procesów jest modelowanie komputerowe.

Jądro Słońca

Jądro Słońca rozciąga się od jego środka aż do odległości 139 000 - 174 000 km (20-25 procent jego promienia). Gęstość materii w jądrze wynosi około 150 g/cm³ (19 razy więcej niż gęstość żelaza), natomiast temperatura sięga 15,7 milionów kelwinów (dla porównania powierzchnia Słońca ma około 5800 K). Niemal całą swoją energię Słońce wytwarza w tzw. cyklu protonowym (cykl p-p) - jest to seria reakcji termojądrowych w wyniku których wodór przekształcany jest w hel. Mniej niż 2% helu generowanego w Słońcu pochodzi z cyklu węglowo-azotowo-tlenowego (cykl CNO).

Zdjęcie Słońca w świetle widzialnym, wykonane 7 czerwca 1992 roku. Na powierzchni widoczne są plamy słoneczne.
Jądro jest jedynym obszarem Słońca, gdzie w wyniku reakcji termojądrowych wytwarzana jest energia. W najbardziej wewnętrznej sferze Słońca o promieniu 167 000 km (24% promienia słonecznego - Rs) generowane jest 99% całkowitej ilości energii, natomiast w sferze o promieniu 209 000 km (30% Rs) zachodzą niemal wszystkie reakcje termojądrowe. Wytworzona energia ogrzewa kolejne warstwy Słońca i po dotarciu do powierzchni, ulatuje w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania lub energii kinetycznej cząstek.

W jądrze Słońca cykl protonowy zachodzi częstością około 9,2×1037 na sekundę. Ponieważ w cyklu biorą udział cztery wolne protony (jądra wodoru), w każdej sekundzie około 3,7×1038 protonów (około 620 mln ton) przetwarzanych jest na cząstki alfa (jądra helu). W wyniku tych reakcji około 0,7% masy wodoru jest zamieniane w energię (zgodnie z zasadą równoważności masy i energii) - innymi słowy: z każdą sekundą Słońce traci na masie około 4,26 milionów ton.

Ilość energii produkowanej w jądrze zmienia się wraz ze odległością od środka Słońca. Modele matematyczne przewidują, że w samym środku jądra w wyniku reakcji zachodzących w jednym metrze sześciennym materii wytwarza się około 276,5 watów energii - jest to niewielka ilość, którą można porównać do ciepła wytwarzanego w wyniku kompostowania się odpadów organicznych. Jednak ogromna całkowita moc Słońca nie jest pochodną wysokiej "gęstości produkcji" energii, ale znacznych objętości jądra, w którym te reakcje zachodzą.

Ilość energii produkowanej w jądrze Słońca podlega mechanizmowi samoregulacji. Jeśli tempo reakcji termojądrowych wzrośnie, doprowadza to do rozgrzania jądra i jego ekspansji. Rozszerzenie jądra wywoła termodynamiczny spadek jego temperatury i spowolnienie szybkości reakcji do wartości początkowej. Z kolei niższa szybkość reakcji doprowadza do ochłodzenia jądra i jego skurczenia - kontrakcja rozgrzewa jądro i przyśpiesza szybkość reakcji do normalnego poziomu.

Flara słoneczna sfotografowana 2 maja 1998 roku w świetle ekstremalnego ultrafioletu (195 Å).
Promieniowanie gamma uwolnione w trakcie reakcji jądrowych jest niemal natychmiast absorbowane przez materię słoneczną i ponownie reemitowane w dowolnym kierunku z nieznacznie niższą energią. Gdyby transport energii w Słońcu przebiegał jedynie na drodze promienistej, wydostanie się światła z jądra na powierzchnię zabrałoby od 10 000 do 170 000 lat. Transport energii w Słońcu jest jednak procesem obejmującym również fotony pozostające w stanie równowagi termodynamicznej z materią - dlatego też skala czasowa transportu energii w Słońcu jest rzędu 30 000 000 lat (dla porównania neutrina docierają do powierzchni już po około 2,3 sekundy). Przez podobny okres Słońce powracałoby do stanu stabilnego, gdyby szybkość produkcji energii w jądrze nagle uległa zmianie.

Po ostatnim etapie podróży przez warstwę konwekcyjną, fotony mają już energię światła widzialnego (każdy foton gamma powstały w jądrze przetwarzany jest ostatecznie na kilka milionów fotonów światła widzialnego). W reakcjach termojądrowych powstają także neutrina, ale te w przeciwieństwie do fotonów rzadko oddziałują z materią i prawie wszystkie natychmiast opuszczają Słońce. Wieloletnie pomiary liczby neutrin produkowanych przez Słońce były trzykrotnie niższe od liczby wynikającej z modeli teoretycznych. Ten tajemniczy niedobór neutrin został wyjaśniony w 2001 roku wraz z odkryciem tzw. oscylacji neutrin: Słońce emituje liczbę neutrin zgodną z teorią, ale ziemskie detektory nie rejestrują ⅔ z nich, ponieważ w czasie podróży z Słońca na Ziemię, zmianie uległa jedna z ich liczb kwantowych (tzw. zapach) czyniąc je niewykrywalnymi.

Warstwa promienista

Od około 174 000 km do 487 000 km (od 25% do 70% Rs) rozciąga się tzw. warstwa promienista - materia słoneczna jest tam wystarczająco gorąca i gęsta, aby transport energii z jądra zachodził w sposób promienisty. Materia w tej warstwie ochładza się z 7 do 2 milionów K, ale występujący gradient temperatury jest mniejszy niż gradient adiabatyczny i konwekcja termiczna nie występuje. Energia przekazywana jest wyłącznie przez promieniowanie - wzbudzone jony wodoru i helu emitują fotony, które po krótkim odcinku są ponownie absorbowane przez kolejne jony i cykl powtarza się. Gęstość materii w tej strefie spada stukrotnie (z 20 g/cm³ na granicy z jądrem, do 0,2 g/cm³ przy warstwie konwekcyjnej).

Obraz Słońca na falach radiowych.
Na granicy warstwy promienistej i konwekcyjnej tworzy się warstwa przejściowa tzw. tachoklina. Jest to rejon gdzie sztywny, jednorodny obrót warstwy promienistej styka się z obrotem różnicowym warstwy konwekcyjnej - występuje tam zjawisko ścinania (jedne warstwy ślizgają się po kolejnych). Obecnie przypuszcza się, że w tej warstwie generowane jest słoneczne pole magnetyczne.

Warstwa konwekcyjna

W zewnętrznej powłoce, ciągnącej się od powierzchni aż do głębokości około 209 000 kilometrów, plazma słoneczna nie jest już wystarczająco gęsta i gorąca, aby transport ciepła zachodził na sposób promienisty - innymi słowy jest nieprzeźroczysta dla promieniowania. W rezultacie transport ciepła na zewnątrz zachodzi w wyniku konwekcji. W wyniku znacznego gradientu temperatur w warstwie tej tworzą się komórki konwekcyjne, które przenoszą gorącą plazmę z wnętrza na powierzchnię (fotosferę) Słońca. Po ochłodzeniu się na materia zanurza się do podstawy warstwy konwekcyjnej, gdzie ponownie ogrzewa się. Widoczna powierzchnia Słońca ma temperaturę 5700 K i gęstość 0,2 g/m³ (1/6000 gęstości powietrza na poziomie morza).

Górne fragmenty komórek konwekcyjnych są widoczna na powierzchni Słońca w postaci tzw. granulacji i supergranulacji słonecznej. Typowa granula ma około 1000 kilometrów średnicy i zanika około 8 - 20 minut po powstaniu. Supergranulacja ma około 30 000 kilometrów średnicy i "żyje" około 24 godziny. Komórki konwekcyjne są komórkami Benarda i dlatego przybierają kształt sześciokątów.

Powierzchnia Słońca - fotosfera. Dobrze widoczna jest granulacja.
Fotosfera

Widoczna powierzchnia Słońca - fotosfera - jest warstwą powyżej której materia staje się przeźroczysta dla światła widzialnego. Zmiana przejrzystości spowodowana jest spadkiem zawartości anionów wodorkowych (H-), które skutecznie absorbują światło widzialne. Grubość fotosfery jest zmienna i waha się w zakresie od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów. Ponieważ jej górne warstwy są chłodniejsze niż dolne, na zdjęciach Słońca występuje tzw. pociemnienie krawędziowe - środkowa część tarczy słonecznej jest jaśniejsza niż obszar przy jej krawędzi.

W widmie słonecznym widoczne są linie absorpcyjne pierwiastków, które występują w warstwie nad fotosferą. Pierwsze analizy widma słonecznego ujawniły obecność linii absorpcyjnych, które nie odpowiadały żadnemu pierwiastkowi na Ziemi. W 1868 roku Norman Lockyer wysnuł hipotezę, że te linie pochodzą od nowego pierwiastka. Hel - bo o nim mowa - został odkryty na Ziemi dopiero 25 lat później.

Atmosfera

Część Słońca nad fotosferą określana jest często jako atmosfera słoneczna. Atmosferę słoneczną, którą można zobaczyć w szerokim spektrum promieniowania od fal radiowych poprzez światło widzialne do promieni gamma, podzielona jest na pięć głównych warstw: chromosferę, rejon przejściowy, koronę i heliosferę. Chromosfera, rejon przejściowy i korona są znacznie gorętsze niż powierzchnia Słońca. Przyczyna takiego stanu rzeczy nie została jeszcze jednoznacznie określona, ale wyniki badań wskazują, że istotną rolę mogą odgrywać tu tzw. fale Alfvéna (jeden z rodzajów fal magnetohydrodynamicznych - MHD).

Najzimniejsza warstwa Słońca, której temperatura wynosi około 4100 K, znajduje się 500 kilometrów nad fotosferą. Jest tam wystarczająco chłodno, aby w widmie tej warstwy można było zaobserwować linie absorpcyjne prostych związków chemicznych (takich jak woda czy tlenek węgla). Powyżej tej warstwy znajduje się obszar o grubości około 2000 kilometrów zwany chromosferą. Temperatura w chromosferze rośnie stopniowo wraz z wysokością do około 20 000 K, natomiast gęstość gazu spada o kilka rzędów wielkości (od 200 mg/m³ przy fotosferze do 0,00001 mg/m³ na granicy z rejonem przejściowym).

11 sierpnia 1999 roku. Całkowite zaćmienie Słońca, widoczna korona. Zdjęcie: Luc Viatour/www.Lucnix.be.
Nad chromosferą znajduje się cienki (około 200 kilometrowy) rejon przejściowy, w którym temperatura wzrasta gwałtownie z 20 000 K do około 1 000 000 K. Wzrost temperatury ułatwia dodatkowo w pełni zjonizowany hel, który znacznie ogranicza ochładzanie się plazmy na sposób radiacyjny. Rejon przejściowy nie występuje na z góry określonej wysokości. Tworzy raczej powłokę nad utworami chromosferycznymi - takimi jak spikule i protuberancje - i pozostaje w stałym chaotycznym ruchu. Rejon przejściowy jest praktycznie niewidoczny z powierzchni Ziemi, ale jest łatwy do zaobserwowania z przestrzeni kosmicznej przez instrumenty pracujące w ekstremalnym ultrafiolecie.

Korona jest silnie rozrzedzoną zewnętrzną częścią atmosfery Słońca, która ulatując w przestrzeń kosmiczną tworzy wiatr słoneczny wypełniający Układ Słoneczny. Gęstość cząsteczek w dolnej koronie wynosi 1015 - 1016 cząstek/m³, a średnia temperatura korony wynosi 1 - 2 miliony kelwinów (jednak w miejscach najaktywniejszych dochodzi nawet do 8 - 20 milionów kelwinów). Obecnie nie istnieje jeszcze żadna teoria, która kompleksowo tłumaczyłaby sposób ogrzewania korony do tak wysokich temperatur.

Heliosfera to przestrzeń wokół Słońca wypełniona plazmą wiatru słonecznego. Heliosfera rozpoczyna się w odległości około 20 promieni Słońca, w miejscu gdzie strumień wiatru słonecznego staje się szybszy niż fale Alfvéna. Oddalając się od Słońca ruchem spiralnym, wiatr słoneczny dociera aż do heliopauzy (w odległości około 100 j.a. od Słońca), gdzie zderza się z materią międzygwiezdną i formuje falę uderzeniową.

Wpływ rotacji różnicowej na linie słonecznego pola magnetycznego.
Pole magnetyczne

Słońce jest gwiazdą niezwykle aktywną magnetycznie. Konfiguracja wytwarzanego pola magnetyczne zmienia się z roku na rok i co około jedenaście lat bieguny magnetyczne zamieniają się miejscami. Słoneczne pole magnetyczne jest przyczyną wielu zjawisk określanych wspólnie jako aktywność słoneczna. Dzięki niemu tworzą się plamy słoneczne, flary słoneczne, protuberancje, rozbłyski słoneczne itp. Wysoka aktywność słoneczna ma duży wpływ również na Ziemię: powoduje powstawanie zórz polarnych, zakłóca komunikację radiową, niszczy sieci przesyłowe energii elektrycznej, strąca satelity z orbity itp.

Z powodu wysokiej temperatury cała materia słoneczna występuje w formie plazmy. Ruchy materii w warstwie konwekcyjnej odpowiadają za powstanie tzw. rotacji różnicowej: Słońce szybciej obraca się na równiku (około 25 dni) niż w okolicach bieguna (około 35 dni). Rotacja różnicowa Słońca sprawia, że początkowo południkowe linie pola magnetycznego (w minimum słonecznym) wydłużają się i "nawijają" równoleżnikowo. Niekiedy strumienie magnetyczne wypływają na powierzchnię fotosfery tworząc ciemne plamy słoneczne, pętle magnetyczne i protuberancje. W maksimum słonecznym następuje gwałtowna rekonfiguracja słonecznego pola magnetycznego, które później stopniowo powraca do kształtu dipolowego. Skręcanie się pola magnetycznego jest przyczyną 11-letniego cyklu aktywności Słońca.

Słoneczne pole magnetyczne rozciąga się daleko poza Słońce. Wraz z plazmą wiatru słonecznego unosi się w przestrzeń kosmiczną także pole magnetyczne, z którego tworzy się międzyplanetarne pole magnetyczne. Rotacja Słońca sprawia, że to pole przybiera kształt spirali Parkera. W okolicach orbity ziemskiej międzyplanetarne pole magnetyczne jest znacznie silniejsze niż dipolowe pole magnetyczne Słońca. Słoneczne pole magnetyczne o indukcji 50 - 400 µT (w fotosferze) słabnie z sześcianem odległości i w okolicach Ziemi wynosi tylko 0,1 nT. Natomiast obserwacje międzyplanetarnego pola magnetycznego w okolicach orbity Ziemi wskazują na wartość 5 nT.

Pętle magnetyczne. Zdjęcie zostało wykonane w świetle o długości fali 171 Å.
Skład chemiczny

Słońce złożone jest głównie z wodoru i helu: ich zawartość w fotosferze wynosi odpowiednio 73,46% i 24,85%. Wszystkie cięższe pierwiastki - zwane metalami - stanowią 1,69% masy. Najbardziej rozpowszechnionymi metalami na Słońcu jest: tlen (0,77% masy Słońca); węgiel (0,29 %), żelazo (0,16%), neon (0,12%) i azot (0,09%).

Słońce odziedziczyło swój skład chemiczny po pierwotnym obłoku protosłonecznym, z którego powstało. Wodór i hel zawarty w Słońcu powstał w wyniku nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu. Metale zostały natomiast wyprodukowane w wyniku reakcji termojądrowych zachodzących w gwiazdach oraz w trakcie wybuchów supernowych. Gwiazdy te kończąc swoją ewolucję "zwróciły" materię do przestrzeni międzygwiezdnej i wzbogaciły obłok protosłoneczny w metale. Uważa się powszechnie, że chemiczny skład fotosfery reprezentuje skład pierwotnej materii Układu Słonecznego. Jednak od czasu powstania Słońca nastąpiła migracja pierwiastków z fotosfery. Na podstawie różnych badań oraz symulacji komputerowych stwierdzono, że pierwotne Słońce miało nieco inny skład: wodór stanowił 71,1% jego masy, hel 27,4% natomiast metale 1,5%.

Zachodzące w jądrze Słońca reakcje termojądrowe zmieniły znacząco jego pierwotny skład. Obecnie przypuszcza się, że w najbardziej wewnętrznej części jądra hel stanowi już blisko 60% jego masy. Ponieważ energia w jądrze Słońca przenoszona jest w sposób promienisty, produkty reakcji termojądrowych z jądra nie przedostają się do innych warstw Słońca i odwrotnie: ubytek wodoru nie jest uzupełniany dopływem "świeżego" gazu z zewnętrznych warstw.

Plama słoneczna. Dobrze widoczny tzw. półcień plamy oraz granulacja słoneczna.
Plamy słoneczne i cykl słoneczny

Na powierzchni Słońca bardzo często widoczne są tzw. plamy słoneczne - są to obszary fotosfery, które z powodu niższej temperatury (3000 - 4500 K) emitują znacznie mniej energii (i przez kontrast wydają się ciemniejsze). Niższa temperatura plam słonecznych spowodowana jest występowaniem w nich silnych pól magnetycznych (nawet 0,4 T), które utrudniają konwekcyjny transport ciepła z wnętrza na powierzchnię Słońca. Silne pola magnetyczne powodują rozgrzewanie się korony oraz sprzyjają powstawaniu obszarów aktywnych, które są źródłem intensywnych flar słonecznych i koronalnych wyrzutów masy. Największe plamy słoneczne mogą osiągać średnice nawet kilkudziesięciu tysięcy kilometrów. Czas "życia" typowej plamy mieści się w zakresie od kilku dni do kilku tygodni

Liczba plam widocznych na Słońcu nie jest stała, ale zmienia się w ciągu 11-letniego cyklu zwanego cyklem słonecznym. W typowym minimum słonecznym na powierzchni Słońca można zobaczyć zaledwie kilka plam, a niekiedy nie ma ich wcale. Pojawiające się wtedy plamy się znajdują się na wyższych szerokościach heliocentrycznych (około 30°). Jednak wraz z postępem cyklu słonecznego, plamy pojawiają się na coraz niższych szerokościach - zjawisko to zwane jest prawem Spörera. Plamy pojawiają się przeważnie w parach o przeciwnych polaryzacjach magnetycznych.

Cykl słoneczny znacząco oddziałuje na pogodę kosmiczną oraz zauważalne wpływa na klimat Ziemi. W trakcie minimów słonecznych na Ziemi występują nieco niższe temperatury, natomiast dłuższe niż zazwyczaj cykle aktywności charakteryzują się nieznacznie wyższymi temperaturami. W latach 1646-1715 zaobserwowano na Słońcu tylko kilka plam, a cykl aktywności słonecznej zanikł całkowicie - było to tzw. minimum Maundera. W tym czasie Europa doświadczyła szczególnie niskich temperatur (mała epoka lodowcowa). Na podstawie analiz grubości pierścieni w pniach drzew oraz pomiaru zawartości węgla C-14 w próbkach, odkryto kolejne minima: Spörera (ochłodzenie w latach 1460-1550); Wolfa (lata 1280-1350); Oorta (lata 1040-1080) oraz wiele innych.

Artystyczna wizja Słońca wchodzącego w fazę czerwonego olbrzyma. Na Ziemi od dawna nie ma już życia.
Cykl życiowy Słońca

Słońce powstało około 4,57 miliarda lat temu w wyniku kolapsu obłoku wodoru. Wiek ten określono dwoma sposobami: na podstawie modelowania komputerowego oraz dzięki metodzie nukleokosmochronologii. Wynik ten jest niemal zgodny z datowaniem izotopowym najstarszego materiału w Układzie Słonecznym (chondryt Efremovka), wskazującym na wiek 4,567 miliarda lat.

Obecnie Słońce jest gwiazdą ciągu głównego i generuje swoją energię w wyniku termojądrowej fuzji wodoru w hel. W jego jądrze w ciągu sekundy ponad 4 miliony ton materii zostaje zamienionych na energię, co oznacza, że od początku swojego istnienia Słońce przetworzyło już materię odpowiadającą masie około 100 planet wielkości Ziemi.

Słońce nie ma wystarczająco dużej masy aby eksplodowało jako supernowa. Zamiast tego, za około 5 miliardów lat - gdy skończą się zapasy wodoru w jadrze - Słońce wejdzie w fazę czerwonego olbrzyma. Wraz z ustaniem termojądrowej fuzji wodoru w hel, jądro Słońca skurczy się i ogrzeje, a jego zewnętrzne warstwy znacznie rozszerzą się. Gdy kurczące się jądro osiągnie temperaturę 100 milionów kelwinów, rozpocznie się termojądrowa fuzja helu w węgiel (w serii reakcji zwanych procesem 3α). Wówczas Słońce opuści ciąg główny i przesunie się na asymptotyczną gałąź olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella.

Los Ziemi nie jest pewny. W fazie czerwonego olbrzyma maksymalny promień Słońca będzie większy niż obecny promień orbity Ziemi (Słońce będzie około 250 razy większe niż jest teraz). Do tego czasu masa Słońca spadnie jednak o około 30% (w wyniku intensywnego wiatru słonecznego), więc planety zwiększą swoje orbity. Jeśli taki scenariusz będzie miał miejsce w rzeczywistości, Ziemia prawdopodobnie przetrwa (chociaż najnowsze symulacje wskazują, że Ziemia zostanie wchłonięta przez Słońce w wyniku oddziaływań pływowych).

Tak prawdopodobnie skończy Słońce. Mgławica planetarna IC 418 "Spirograf", w samym środku gorący biały karzeł.
Życie na Ziemi zniknie na długo przed tym jak Słońce wejdzie w stadium czerwonego olbrzyma. Wzrastająca moc promieniowania Słońca spowoduje odparowanie wody z ziemskich oceanów, a wytworzony w wyniku fotodysocjacji wodór będzie uciekał w przestrzeń kosmiczną. Ostatecznie pozbawiona atmosfery Ziemia stanie się martwą planetą z powierzchnią pokrytą warstwą stopionych skał.

Pod koniec fazy czerwonego olbrzyma (która potrwa zaledwie kilka milionów lat) Słońce odrzuci swoje zewnętrzne warstwy, z których powstanie widowiskowa mgławica planetarna. Jedynym śladem pozostałym po naszej gwieździe, będzie niezwykle gorące jądro, które jako biały karzeł będzie stygło jeszcze przez miliardy lat.

Badania Słońca z przestrzeni kosmicznej

Pierwszymi satelitami przeznaczonymi do obserwacji Słońca były amerykańskie próbniki Pioneer 5, 6, 7, 8 i 9; które wystrzelono w latach 1959 - 1968. Próbniki orbitowały wokół Słońca w podobnej odległości co Ziemia i wykonały pierwsze szczegółowe analizy wiatru słonecznego oraz słonecznego pola magnetycznego. Szczególnie użyteczny był Pioneer 9, który funkcjonował aż do maja 1983 roku.

W latach 70-tych szczególnie pomocne dla naukowców badających Słońce były dwie sondy Helios oraz stacja Skylab. Sondy Helios 1 i 2 były amerykańsko-niemieckimi próbnikami przeznaczonymi do badania wiatru słonecznego z orbit, których peryhelia znajdowały się głęboko wewnątrz orbity Merkurego. Stacja Skylab, umieszczona na orbicie ziemskiej w 1973 roku, została wyposażona w moduł obserwatorium słonecznego Apollo Telescope Mount (ATM), który obsługiwany był przez astronautów z wnętrza stacji. Dzięki Skylabowi po raz pierwszy zaobserwowano rejon przejściowy w atmosferze słonecznej oraz emisję ultrafioletu z korony. Dokonano również pierwszych obserwacji koronalnych wyrzutów masy oraz dziur koronalnych.

Misja STS-41C. Ładownia promu kosmicznego Challenger, astronauci George Nelson (z prawej) i James van Hoften naprawiają satelitę SMM.
W 1980 roku NASA umieściła na orbicie Solar Maximum Mission (SMM). Próbnik ten został wyposażony w instrumenty do obserwacji promieniowania gamma, rentgenowskiego oraz ultrafioletu. Jednak kilka miesięcy po starcie awaria elektroniki spowodowała przełączenie obserwatorium w awaryjny stan oczekiwania. Dopiero w 1984 roku astronauci z promu Challenger (misja STS-41C) dotarli do SMM, naprawili jego elektronikę i ponownie umieścili na orbicie. Próbnik ten wykonał tysiące zdjęć korony słonecznej i w czerwcu 1989 roku wszedł w atmosferę ziemską.

W 1991 roku wystrzelono japońskie obserwatorium Yohkoh, które obserwowało flary słoneczne w świetle promieniowania rentgenowskiego. Dzięki zebranym przez Yohkoh danym, naukowcy zidentyfikowali m.in. kilka różnych typów flar. Próbnik obserwował Słońce przez cały cykl słoneczny aż do jego awarii w 2001 roku. Obserwatorium spłonęło w atmosferze w 2005 roku.

Jedno z najważniejszych obserwatoriów słonecznych - Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) - zostało wystrzelone 2 grudnia 1995 roku. Oryginalna misja zaplanowana była na dwa lata, jednak dzięki niezwykłej użyteczności SOHO, kilkukrotnie wydłużano czas misji (obecnie do 2012 roku). Obserwatorium orbituje wokół punktu libracyjnego L1 w układzie Ziemia-Słońce, dzięki czemu ma niezakłócony widok na Słońce. Poza obserwacjami Słońca, SOHO umożliwiło również odkrycie wielkiej liczby komet (obecnie ponad 2100), które w większości są drobnymi kometami muskającymi Słońce.

W 1990 roku wystrzelono sondę Ulysses, która zbadała obszary polarne Słońca. W pierwszym etapie podróży próbnik został skierowany do Jowisza, który w wyniku oddziaływania grawitacyjnego znacznie odchylił trajektorię Ulyssesa od płaszczyzny ekliptyki. W trakcie kilkukrotnego powrotu nad bieguny Słońca prowadził obserwacje parametrów występującego wiatru słonecznego oraz pól magnetycznych. Niezwykle udana misja zakończyła się dopiero w czerwcu 2009 roku.

Sonda Genesis została wystrzelona w sierpniu 2001 roku. Po dotarciu na orbitę wokół punktu libracyjnego L1 w układzie Ziemia-Słońce, rozpoczęła 850-dniowy okres gromadzenia próbek wiatru słonecznego. Kapsuła powrotna z kolektorami powróciła na Ziemię we wrześniu 2004 roku, jednak uległa zniszczeniu w wskutek usterki mechanizmu otwierającego spadochron. Pomimo to, część próbek została wyciągnięta z kapsuły i poddana analizie.

Tranzyt Księżyca na tle Słońca. Zdjęcie zostało wykonane 25 lutego 2007 roku przez sondę STEREO-B.
Dwie identyczne sondy Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) zostały wystrzelone w październiku 2006 roku. Zostały umieszczone na wokółsłonecznej orbicie Ziemi: w ruchu orbitalnym jedna z sond wyprzedza Ziemię, podczas gdy druga porusza się za Ziemią. Dzięki takiej konfiguracji orbitalnej udało się uzyskać pierwsze stereoskopowe zdjęcia powierzchni Słońca oraz zjawisk słonecznych takich jak koronalne wyrzuty masy.

Najnowszym obserwatorium Słońca jest Solar Dynamics Observatory (SDO), które 11 lutego 2010 roku zostało umieszczone na orbicie geosynchronicznej o nachyleniu 28,5° (umożliwia to niemal niezakłócone obserwacje Słońca przez cały rok). Próbnik wyposażono w instrumenty o wysokiej zdolności rozdzielczej (zarówno przestrzennej jak i czasowej), które obserwują powierzchnię Słońca, pola magnetyczne, wiatr słoneczny oraz rejestrują zmiany natężenia promieniowania słonecznego.

Źródło: Wikipedia.en

Data ostatniej aktualizacji: