Energia Słońca

Gwiazda w centrum naszego Układu Planetarnego to znane przez nas Słońce. Ale czy tak naprawdę wiemy, co dzieje się w jego wnętrzu? Z czego jest zbudowane? Może niektórych zaskoczy fakt, że to, co widzimy codziennie na naszym niebie, to bardzo zwarta kula gazu (głównie wodoru i helu), ściśniętego tak bardzo, że na samej jej powierzchni panuje temperatura ok. 5800 K (kelwinów; aby otrzymać znane przez nas stopnie Celsjusza musimy odjąć 273 stopnie od temperatury wyrażonej w kelwinach). Natomiast wewnątrz Słońca, w jądrze, panuje nieporównywalnie większa temperatura i ciśnienie, dzięki czemu mogą zachodzić reakcje jądrowe przemiany wodoru w hel. Dzięki temu, że podczas produkcji jednego atomu helu z czterech atomów wodoru uwalniana jest bardzo duża energia, Słońce emituje ciepło i światło, które odbieramy na Ziemi. Jest to rodzaj reaktora jądrowego stworzonego przez naturę! Zapas paliwa jądrowego, czyli wodoru wystarczy Słońcu jeszcze na ok. 5 miliardów lat. Aby zrozumieć mechanizm "działania" Słońca, musimy zdać sobie sprawę z faktu, że ma ono - jak każda gwiazda - warstwy. Energia wytworzona w jądrze płynie najpierw przez tzw. obszar promienisty, czyli można powiedzieć przezroczysty dla promieniowania, po czym trafia na obszar gazowy, w którym jest przenoszona poprzez konwekcję, (czyli termiczny ruch materii) w stronę ostatniej powłoki Słońca, zwanej fotosferą i jej najbardziej zewnętrznych warstw - chromosfery i korony. Zwróćmy uwagę na skalę czasową tego zjawiska - energia wydostaje się z jądra na powierzchnię Słońca w czasie rzędu miliona lat, natomiast dostaje się na powierzchnię Ziemi w ok. 8 minut.

MATERIA GWIAZDOWA I JEJ SKŁAD

Słońce składa się z gazu, (głównie wodoru i helu) w specyficznym stanie. Jest on mianowicie zjonizowany (w postaci jonów dodatnich i ujemnych), ale wypadkowy ładunek Słońca jest w przybliżeniu zerowy. Stan taki nazywamy plazmą lub czasem czwartym stanem skupienia materii.

Skład chemiczny Słońca pokazuje poniższa tabela:

Pierwiastek	Symbol	% masy Słońca	Liczba atomowa
Wodór	H	76,4	1
Hel	He	21,8	2
Tlen	O	0,8	8
Węgiel	C	0,4	6
Neon	Ne	0,2	10
Żelazo	Fe	0,1	26
Azot	N	0,1	7
Krzem	Si	0,08	14
Magnez	Mg	0,07	12
Siarka	S	0,05	16
Nikiel	Ni	0,01	28

W zewnętrznych warstwach skład procentowy nieznacznie różni się od średniej: wodór to 72% masy Słońca, natomiast hel ok. 26%. Jak widzimy powyżej cięższe pierwiastki to jedynie ok. 2% chemicznego składu Słońca: węgiel (C), azot (N), tlen (O), neon (Ne), magnez (Mg), krzem (Si), siarka (S), argon (Ar), wapń (Ca), nikiel (Ni) i żelazo (Fe).

W atmosferze Słońca możemy również zaobserwować śladową ilość związków chemicznych np. grupy cyjanowe (CN), CH, grupy wodorotlenowe (OH) i NH.

Plazma słoneczna znajduje się w stanie równowagi hydrostatycznej, zapewnionej dzięki równoważeniu się siły grawitacji gwiazdy oraz rosnącego z głębokością ciśnienia warstw gazu.

PROCESY ZACHODZĄCE W SŁOŃCU

Większość energii Słońca (ponad 95%) jest wytwarzana w jego rdzeniu o promieniu równym ¼ promienia całkowitego Słońca, co stanowi jedynie ok. 1,5% jego objętości. Jak już wiemy z poprzedniego akapitu, energia słoneczna pochodzi z procesu łączenia się czterech jąder wodoru ¹H (każde z jednym protonem) w jedną

cząstkę α, jak popularnie nazywa się jądro helu ⁴He. Zachodzi to na drodze szeregu reakcji, łącznie zwanych cyklem protonowo - protonowym (pp), a które dają 99% energii Słońca. Zdecydowanie przeważa wśród nich cykl ppI, wytwarzający 86% energii. Przyjrzyjmy się bliżej tym reakcjom chemicznym:

p + p → ²H + e⁺ + v_e

(1,442 MeV)

²H + p →³He + γ

(5,494 MeV)

³He + ³He →⁴He + 2p + γ

(12,860 MeV)

Pod każdą z reakcji wypisana jest uwalniana w reakcji ilość energii γ, gdzie jednostką jest megaelektronowolt (MeV). Masa powstałego jądra helu jest mniejsza od sumy mas 4 protonów, z których ono powstało, a ta różnica masy, (czyli ok. 0,71%) zostaje przemieniona na energię, która wynosi w sumie 26,732 Mev. Energia ta zostaje uniesiona na powierzchnię gwiazdy głównie przez fotony (98%), ale również przez neutrina, co powoduje utratę masy proporcjonalną do mocy promieniowania ok. L /c² = 4x10⁹ kg/s, ( c jest prędkością światła). Materię słoneczną możemy w dużym przybliżeniu traktować jak gaz doskonały, gdyż mimo bardzo dużej gęstości i ciśnienia, panujących wewnątrz Słońca, warunki nie są na tyle szczególne, aby materia stała się zdegenerowana. Dla gazu doskonałego tempo reakcji termojądrowych jest uzależnione od temperatury gazu ( ~T⁴ ). Zatem konsekwencją wzrostu temperatury jądra jest zwiększoną produkcję energii, wskutek czego z jednej strony gaz jest coraz bardziej ogrzewany, ale z drugiej znajduje się on pod większym ciśnieniem. To ciśnienie "rozpycha" jądro i powoduje z kolei obniżenie temperatury. W efekcie szybkość zachodzenia reakcji termojądrowych wraca do wartości początkowych i w gwieździe ustala się równowaga, w której energia jest wytwarzana tak, aby powstające ciśnienie gazu mogło "udźwignąć" ciężar materii, znajdującej się ponad jądrem.

INFORMACJA O SŁOŃCU Z PROMIENIOWANIA SŁONECZNEGO

Ze Słońca możemy rejestrować promieniowanie w zakresie całego widma fal elektromagnetycznych, od promieni X aż do fal radiowych. Większość energii (49%) wysyła Słońce w świetle widzialnych (400 - 770 nm) oraz bliskiej podczerwieni. Nieco mniej (44%) energii unoszą fale dłuższe niż 800 nm (nanometrów). Fale z bliskiego nadfioletu (120 - 300 nm) to 7 % energii Słońca, natomiast promienie X i promieniowanie w dalekim nadfiolecie to nikły jej ułamek ( poniżej 0,001%). Jeszcze mniejszy jest udział fal radiowych (dłuższych niż 1mm) - rzędu 10^-10%.

Każda z warstw atmosfery Słońca jest źródłem charakterystycznych dla siebie fal, które emituje:

• W fotosferze powstaje głównie promieniowanie widzialne i podczerwone,
• W chromosferze - nadfioletowe i radiowe,
• W koronie, nadfioletowe i radiowe, a także rentgenowskie,

Słońce emituje widmo ciągłe, na które nałożone jest absorpcyjne widmo liniowe. Ciągłe widmo jest bardzo zbliżone do termicznego widma ciała doskonale czarnego o temperaturze 5800 K i przekazuje nam informację głównie o temperaturze obiektu. Maksimum natężenia promieniowania przypada na fale o długości ok. 500 nm, czyli barwę w zakresie optycznym, którą rozpoznamy jako zielonożółtą - wiemy już dlaczego Słońce "jest żółte". Im mniej przezroczysta jest materia atmosfery gwiazdy, tym płytsze jej warstwy możemy obserwować. W przypadku Słońca głównym powodem nieprzezroczystości jest ujemny jon wodorowy, czyli atom wodoru z dodatkowym elektronem H^-. W świetle widzialnym efektem, który możemy zauważyć jest pociemnienie brzegowe, co oznacza, że brzegi Słońca są ciemniejsze o około 40%. Wynika to z faktu, że na środku tarczy gwiazdy możemy obserwować głębsze warstwy gazu (te o większej temperaturze), gdyż patrzymy na nie pod mniejszym kątem. Natomiast w nadfioletowej części widma ciągłego promieniowania słonecznego obserwujemy pojaśnienie brzegowe. Wskutek wzrostu nieprzezroczystości w tym zakresie fal elektromagnetycznych, promieniowanie emitowane jest z dolnych warstw chromosfery, gdzie mamy wzrost temperatury wraz z wysokością. Będziemy więc widzieć większe natężenie promieniowania bliżej brzegu tarczy Słońca, ponieważ tam zobaczymy płytsze warstwy chromosfery.

Jednak o wiele więcej o warunkach panujących wewnątrz Słońca może nam powiedzieć jego widmo liniowe. Dzięki niemu możemy oprócz temperatury wyznaczyć również gęstość obszarów, w których tworzone są linie widmowe, a także i ewentualną prędkość gazu. Jeśli zarejestrujemy dane linie widmowe (i ich natężenie), możemy wnioskować o zawartości konkretnego pierwiastka w fotosferze.

Gdy Słońce jest spokojne, czyli nie jest aktywne magnetycznie, wtedy widmo ciągłe korony Słońca ma kształt termicznego promieniowania gazu z temperaturą rzędu miliona stopni. Maksimum rozkładu energii tego promieniowania wypada w zakresie promieni X (rentgenowskich). W miarę zwiększania się aktywności Słońca, zauważymy wzrost niejednorodności korony słonecznej w widmie rentgenowskim (gdyż promienie Roentgena są emitowane z obszarów magnetycznych) i radiowym. Znając długość zarejestrowanych fal radiowych możemy stwierdzić, z której warstwy korony zostało ono wyemitowane (krótsze fale są emitowane z niższych warstw o większej gęstości gazu).

Badania Słońca obejmują również obserwacje cząsteczkowego wiatru słonecznego oraz strumienia neutrin (przed chwilą dowiedzieliśmy się, że powstaje on w reakcjach termojądrowych w jądrze Słońca), które są niezwykle trudne do zarejestrowania. Detektor neutrin w Homestake w USA działa na zasadzie "wyłapywania" słonecznych neutrin elektronowych ν_e w reakcji:

³⁷Cl +ν_e → ³⁷Ar + e^-

gdzie chlor ze związku C₂Cl₄ zostaje zamieniony na radioaktywny argon.

Materia naładowanych cząsteczek wyrzucana ze Słońca w postaci wiatru słonecznego biegnie do Ziemi ok. 10 dni. Jej "przybycie" powoduje m. in. zmianę ziemskiego pola magnetycznego, a nierzadko i zakłócenia łączności czy szkody elektroenergetyczne, które możemy odczuć na własnej skórze. Rekompensatą może być podróż za koło podbiegunowe i obejrzenie zorzy polarnej:) - innej konsekwencji zderzenia wiatru słonecznego z magnetosferą Ziemi.

ENERGIA SŁONECZNA NA ZIEMI

1. Energia słoneczna jest głównym źródłem procesów życiowych na Ziemi. Z nielicznymi wyjątkami jak energia przepływu i odpływu, cieplna energia środka Ziemi czy energia wytworzona przez człowieka w reakcjach jądrowych, cała energia ziemska pochodzi ze Słońca. Wszyscy jesteśmy od niego uzależnieni, bo aby funkcjonować, natura potrzebuje światła i ciepła.

2. Światło słoneczne może zostać zogniskowane bądź skupione za pomocą soczewek lub zwierciadeł i wykorzystane do różnych celów. Już starożytni Grecy 400 lat p.n.e. rozniecali w ten sposób ogień. Obecnie wykorzystuje się światło słoneczne np. w piecach przemysłowych, gdzie zakrzywiony koncentrator bądź odpowiednio nachylony płaski reflektor skupiają promienie światła w małym obszarze uzyskując bardzo wysokie temperatury (Mont Loui, Francja: 3000⁰C - obróbka metali). Niestety, zdarzają się również spowodowane tym zjawiskiem pożary w gorących rejonach Ziemi.

3. Ważną dla nas dzisiaj kwestią jest wykorzystanie energii promieniowania słonecznego, "zmagazynowana" przed wiekami w węglu i ropie naftowej jako energia chemiczna.

4. Energia Słońca jest niezbędna, aby w roślinach zielonych mógł zachodzić proces fotosyntezy. Wskutek tego produkują one podstawowe dla każdego organizmu składniki odżywcze.

5. Słońce dostarcza również promieniowania, które jest przetwarzane na energię elektryczną przez ogniwa słoneczne. Są one stosowane np. w kalkulatorach i zegarkach, w USA (Floryda) do zasilania publicznych telefonów.