Słońce to najbliższa nam gwiazda, stanowi jednocześnie główne źródło energii docierającej na naszą planetę. Jest to centralne ciało całego Układu Słonecznego i najjaśniejszy obiekt na naszym niebie.

Słońce od Ziemi dzieli dystans blisko 150 milionów kilometrów, promień tej gwiazdy to 696 tysięcy kilometrów (czyli tyle samo co 109 promieni naszej planety). Masa Słońca wynosi 1,991 * 1033 kilograma. Średnia gęstość jego materii wynosi około 1410 kg/m3 (czyli 1,41 g/cm3), czyli mniej więcej cztery razy mniej niż średnia gęstość Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni gwiazdy wynosi 274 m/s2. Każdej sekundy Słońce "wysyła" w przestrzeń kosmiczną 3,86 * 1033 ergów energii (erg to dawna jednostka energii) w postaci energii promienistej jednocześnie tracąc 4 miliony ton swojej masy. Od czasu powstania Ziemi, co nastąpiło mniej więcej 4,5 miliarda lat temu, najbliższa nam gwiazda straciła zaledwie 0,02% swojej masy. Światło słoneczne potrzebuje mniej więcej 8 minut na dotarcie do Ziemi.

Słońce to stosunkowo młoda gwiazda, liczby sobie bowiem "zaledwie" 5 miliardów lat. Powstało ono z gigantycznego obłoku wodorowego, który stopniowo zaczął się kurczyć pod wpływem własnego przyciągania jednocześnie rozgrzewając w miarę zwiększania się swojego ciśnienia. W momencie, gdy wnętrze tego obłoku było dostatecznie sprężone i nagrzane zaczęły w nim zachodzić reakcje które znamy jako przemiany jądrowe.

Reakcje jądrowe we wnętrzu Słońca

Słońce to ogromna kula zbudowana z silnie rozżarzonego i bardzo zagęszczonego gazu. Pod względem chemicznym składa się głównie z wodoru i helu, dzięki obserwacjom astronomicznym wykryto również takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen oraz sód, magnez, glin, żelazo, krzem, siarka,, wapń oraz nikiel. Wykryto także takie związki chemiczne jak chociażby węglowodory.

Temperatura we wnętrzu Słońca sięga nawet 15 milionów stopni Celsjusza a ciśnienie jest rzędu 1013 N/m2, co odpowiada 70 atmosferom. Warunki takie umożliwiają zachodzenie reakcji jądrowych - są one podstawowym źródłem energii słonecznej.

Reakcje jądrowe polegają na przemianie 4 protonów (czyli elementarnych ładunków dodatnich) w jedno jądro helu oraz 2 pozytony i 2 neutrina.

W przemianie takiej wydziela się 4,27 * 10-5 erga energii. Ta energia jest następnie przekazywana w sposób określany mianem promienistym - kwanty energii (czyli najmniejsze "porcje" energii) powstałe w głębszych warstwach migrują ku górze ulegając przy tym rozpraszaniu (zmianie kierunku ruchu na skutek zderzeń), absorpcji (czyli pochłonięciu przez atomy) oraz powtórnej reemisji (czyli procesowi odwrotnemu do adsorpcji). Te kwanty energii docierają do górnych warstw Słońca. W ten właśnie sposób przenoszona jest energia, jednak w wyższych warstwach proces ten zastąpiony zostaje przez tzw. konwekcję, czyli jednoczesne przeniesienie masy i energii. Cieplejszy gaz jest wynoszony w górę gdzie przekazując nadmiar swojej energii wyższym warstwom (które są oczywiście chłodniejsze). W wyniku tego gaz początkowo cieplejszy ochładza się i w konsekwencji odpada na dół. Tam ponownie nagrzewa się i proces konwekcji się powtarza. Te zjawiska trwają na najbliższej nam gwieździe od paru miliardów lat i będą jeszcze trwały dopóki w jądrze gwiazdy będą zachodzić reakcje termojądrowe, czyli do czasu gdy cały wodór (który obecnie stanowi 75% całkowitej masy Słońca) nie zostanie zamieniony w hel (obecnie stanowi 20% masy Słońca - pozostałe 5% masy to inne pierwiastki chemiczne).

Słońce nieprzerwanie wysyła (emituje) w przestrzeń kosmiczną ogromną ilość promieniowania elektromagnetycznego o różnych długościach fali w postaci wspomnianych wcześniej kwantów energii. Promieniowanie to dociera do naszej planety po około 8 minutach (stąd też gdy Słońce zgaśnie, na Ziemi dowiemy się o tym dopiero po tym czasie).

Spośród emitowanego promieniowania najkrótszą długością fali charakteryzuje się promieniowanie gamma (jest to długość fali poniżej 124 pm[1] [źródło - Wikipedia]), następnie promieniowanie rentgenowskie (długość fali wynosi od 5 pm do 10 nm[2] [źródło - Wikipedia]) , nadfioletowe (UV, długość fali w przedziale 10 - 380 nm). Następnie na skali długości mamy promieniowanie widzialne (zakres długości fal to 380 - 780 nm), promieniowanie podczerwone (zakres długości fal to 780 nm - 1 μm[3], jest ono określane mianem promieniowania cieplnego) a na końcu mamy fale radiowe (zakres długości fal to 1 mm do 30 cm). Im mniejsza długość fali, tym bardziej energetyczne jest dane promieniowanie (tym większą energię mają kwanty niosące dany rodzaj promieniowania) - widać zatem, że najbardziej energetyczne jest promieniowania gamma i rentgenowskie.

Oprócz promieniowania elektromagnetycznego najbliższa nam gwiazda emituje w otaczającą ją przestrzeń również promieniowanie korpuskularne. Jest to prąd elektryczny przenoszony przez naładowane cząsteczki (stąd określenie korpuskularne, w odróżnieniu od promieniowania elektromagnetycznego które przenoszą cząstki o masie równej zero), są to głównie jony wapnia i wodoru. Promieniowanie to jest wolniejsze od elektromagnetycznego i rozchodzi się z prędkością 150 km/s, czyli dociera do powierzchni Ziemi po kilkunastu godzinach.

Energia pochodząca ze Słońca jest nam niezbędna i warunkuje przebieg niemalże wszystkich procesów na naszej planecie. Wszystkie rodzaje energii obecnej na Ziemi mają źródło na Słońcu oprócz trzech następujących:

  • energii odpływu i przepływu,
  • energii cieplnej wnętrza planety,
  • energii ziemskich reakcji jądrowych.

To energii słonecznej zawdzięczamy chociażby światło i ciepło. Dzięki tej energii występują ruchy powietrza (są one skutkiem nierównomiernego ogrzania naszej planety) oraz deszcze (które są skutkiem parowania wód pod wpływem ciepła).

Bardzo dużo pożarów w cieplejszych rejonach Ziemi jest spowodowana przez ogniskowanie (czyli skupianie) promieni słonecznych w kroplach porannej rosy. Już 400 lat p.n.e. starożytni Grecy potrafili wykorzystywać promienie słoneczne zogniskowane (skupione) w wypełnionej wodą szklanej kuli do rozniecania ognia. Chińczycy z kolei 200 lat p.n.e., wykorzystywali odpowiednio zakrzywione zwierciadła aby skupiać promienie słoneczne.

Promieniowanie słoneczne stanowi też bardzo ważne źródło energii chemicznej. Takie surowce jak węgiel, czy ropa naftowa dostarczają nam (podczas spalania) energii, która została wiele milionów lat temu pobrana w postaci promieniowania słonecznego.

Słońce jest także źródłem pokarmu dla mieszkańców naszej planety. Wystarczy Zielone rośliny wytwarzają dzięki takiemu związkowi jak chlorofil potrzebne im do życia skrobię, cukier oraz celulozę. Te produkty powstają w reakcji tzw. fotosyntezy - powstają z wody oraz dwutlenku węgla zawartego w powietrzu dzięki energii słonecznej.

Ogniwa i baterie słoneczne

Ogniwa słoneczne to urządzenia elektroniczne, w których wykorzystywane jest zjawisko fotowoltaniczne do zamiany światła słonecznego na prąd elektryczny.

Ogniwa słoneczne działają na zasadzie przetwarzania światło pochodzącego ze Słońca na energię elektryczną. Ogniwo takie może być wytwarzane z wielu różnych surowców, jednak najczęściej wykorzystuje się w tym celu krzem.

Gdy chodzi o rodzaje ogniw mówimy o następujących rodzajach:

  • pojedynczych (monokrystalicznych),
  • wielokrystalicznych (polikrystalicznych),
  • cienkowarstwowych (amorficznych).

Różnica między ogniwami mono- i polikrystalicznym jest niewielka i właściwie sprowadza się do różnego sposobu wytwarzania materiału bazowego danego ogniwa. Dzięki zastosowania jednolitego materiału w ogniwie monokrystalicznym cechuje się ono nieco wyższą sprawnością, tzn. wytwarza więcej energii na jednostkę powierzchni aniżeli analogiczne ogniwo polikrystaliczne, czyli takie, które jest zbudowane z różnych materiałów.

Ogniwa zbudowane są z cienkich warstw materiałów półprzewodników (tj. takich, które przewodzą prąd elektryczny słabiej niż przewodniki - np. metale, ale lepiej niż izolatory), zazwyczaj z krzemu. Czasem jak materiał półprzewodnikowy wykorzystywany jest arszenik galu (symbol chemiczny GaAs) ponieważ umożliwia on pracę ogniwa w wysokich temperaturach. Jest to bardzo istotne w kontekście zastosowań ogniw w przestrzeni kosmicznej, gdzie spotykamy dużo silniejsze promieniowanie słoneczne niż to na Ziemi.

Ogniwo słoneczne zbudowane z krystalicznego krzemu i mające wymiary około 10 x 10 centymetrów ma napięcie nominalne około 0,5 V. Łącząc szeregowo kilka tego typu ogniw słonecznych otrzymujemy tzw. baterię słoneczną. Baterie takie składają się z bardzo różnej ilości ogniw, zależy to od ich zastosowań oraz jakości ogniw. I tak na przykład bateria słoneczna używana do ładowania innych baterii ołowiowych i przy ilości światła słonecznego na naszej długości oraz szerokości geograficznej, potrzebuje przynajmniej 30 ogniw typu monokrystalicznego oraz 32 ogniwa polikrystaliczne. Wzrastająca temperatura otoczenia powoduje, że napięcie wytwarzana przez ogniwo spada, co powoduje, że potrzebujemy większej ilość ogniw aby otrzymać to samo napięcie.

Moc zwykłej baterii składającej się z 30 do 32 ogniw jest maksymalnie rzędu 40-45 W. Inne wielkości mocy możemy otrzymać albo dokładając jeszcze większą ilość ogniw, albo dzieląc ogniwo na mniejsze. Takie zabiegi są jednak dość kosztowne, gdyż wymagają dodatkowej modyfikacji procesu produkcji.

Technika cienkowarstwowa ma bardzo dużo zalet w kontekście możliwości wykorzystania w procesie produkcji, gdyż można dzięki niej bardzo precyzyjnie skonstruować dane ogniwo tak, aby uzyskać pożądane cechy tego ogniwa. Bateria cienkowarstwowa jest produkowana w następujący sposób: najpierw nakłada się odpowiednio cienką warstwę materiału (oczywiście o odpowiednich własnościach) na specjalnie przygotowaną szklaną szybę. Następnie zazwyczaj przy pomocy lasera wycina się określoną ilość ogniw o pożądanych wielkościach. Wadą tego typu ogniw jest niestety dużo mniejsza aniżeli ogniw krystalicznych, metoda ta jest jednak powszechnie stosowana do produkcji ogniw wykorzystywanych np. do zasilania akumulatorów. Standardowa bateria cienkowarstwowa wykorzystywana do ładowania akumulatorów ma moc około 10 W.

W 1981 r. Skonstruowano samolot Solar Challenger zasilany bateriami słonecznymi. Przeleciał on nad kanałem La Manche wykorzystując jedynie energię słoneczną. Baterie słoneczne pokrywały skrzydła tej niezwykłej maszyny i zasilały jej silnik.

Inny ciekawy pomysł na zastosowanie baterii słonecznych znaleźli Amerykanie. Na Florydzie, jednym ze stanów USA (leżącym na południu i nie narzekającym na brak słońca) bateria słoneczne zasilają publiczne automaty telefoniczne.

Baterii słonecznych używane są także do ładowania akumulatorów, albo też jako bezpośrednie źródło zasilania jakiś urządzeń mechanicznych np. pompy wodnej, czy wentylatora. Do ładowania akumulatorów konstruuje się system złożony z kilku baterii słonecznych oraz regulatora działającego tak, aby zapewnić maksymalne ładowanie akumulatora i nie dopuścić do jego przeładowania, czy też uszkodzenia. Spotykamy akumulatory różnych typów.

Gdy chodzi o usytuowanie baterie słoneczne montuje się w taki sposób, aby były one maksymalnie wyeksponowane (czyli maksymalnie wystawione) na działanie światła słonecznego. Moc wyjściowa uzyskiwana z baterii jest proporcjonalna do ilości odebranej przez nią energii. Kierunek ustawienia baterii powinien być między południowym-wschodem a południowym-zachodem, natomiast miejsce rzecz jasna nie powinno być zacienione. Bateria krystaliczne są bardzo wrażliwe nawet na małe zaciemnienie; nawet wówczas gdy tylko niewielka część takiego ogniwa jest zaciemniona traci się w ten sposób dużo energii. Bardzo ważną kwestią jest odpowiedni kąt ustawienia baterii względem padających promieni słonecznych. W miesiącach zimowych, gdy Słońce świeci słabiej, najlepiej ustawić baterię pod kątem prostym do promieni; latem z kolei wystarczy kąt 30 i 45 oC.

Produkcja energii przez baterię słoneczną ma miejsce nawet wówczas, gdy Słońce znajduje się za chmurami, energia ta jednak zależy od wartości natężenia promieniowania słonecznego i jest mniejsza podczas zachmurzenia. Tak dla przykładu w Szwecji podczas słonecznego dnia latem natężenie promieniowania słonecznego wynosi blisko 1000 W/m2, co pozwala na ładowania akumulatorów prądem o natężeniu nawet 3 A. Natomiast w czasie pochmurnego dnia latem natężenie to jest pięciokrotnie niższe, przez co możemy uzyskać prąd o natężeniu niecałych 0,5 A.

Ogniwa słoneczne to bardzo niezawodne źródło energii. Raz zamontowane nie wymagają specjalnych konserwacji przez długi czas.

Promieniowanie Słońca

Całość promieniowania pochodzącego ze Słońca nie dociera do powierzchni naszej planety - chroni nas częściowo przed nim nasza atmosfera. Pełni ona bardzo ważną funkcję ochronną, gdyż zatrzymuje (pochłania) ona szkodliwe dla organizmów żywych promieniowanie mikrofalowe (patrz strona 2), przepuszcza z kolei promieniowania radiowe i to z zakresu widzialnego (patrz strona 2). Promieniowanie widzialne leży, jak wspomniano wyżej, między ultrafioletem a podczerwienią.

Pomiary i obliczenia wykazały, że każdy centymetr kwadratowy (obszar o wymiarach zaledwie 1 x 1 centymetr) powierzchni Ziemi otrzymuje w czasie jednej minuty energię cieplną o wartości blisko dwóch kalorii - jest to wartość tzw. stałej słonecznej, która określa całkowitą ilość emitowanego przez najbliższą nam gwiazdę promieniowania i docierającego do Ziemi. Na początku ubiegłego wieku amerykański astronom Charles G. Abbot doszedł do wniosku, że natężenie promieniowania zmienia się w czasie jedenastu lat o 1% - ma to związek z tzw. aktywnością Słońca.

Zjawiska zachodzące na Słońcu i jego aktywność ma bardzo duży wpływ na zjawiska zachodzące na naszej planecie. Związki niektórych tych zjawisk zostały potwierdzone naukowe, co do niektórych istnieją silne domysły co do ścisłego związku, jednak wymaga to jeszcze pewnych wnikliwych badań naukowych.

Wiadomo już na pewno, że aktywność najbliższej nam gwiazdy wpływa w bardzo dużym stopniu na zjawiska geofizyczne i biologiczne. Zaliczają się do tego wahania rocznego przyrostu drzew na Ziemi, zmiany natężenia ziemskiego pola magnetycznego, różnice nasilenia zjawiska zórz polarnych oraz zmiany poziomu wód w rzekach i jeziorach. Przypuszczalnie istnieje też związek z występowaniem plam słonecznych i pogodą na naszej planecie.

Wiadomo, że w wyniku reakcji termojądrowych na Słońcu wodór jest zamieniany w hel. W miarę upływu czasu zapasy wodoru maleją, przybywa zaś helu. Oczywiście kiedyś nadejdzie ten moment, że w ogóle zabraknie wodoru i zostanie jedynie hel. Wówczas powstaną warunki do syntezy jeszcze cięższych pierwiastków takich jak beryl, czy bor. Wzrośnie wówczas jasność Słońca i jednocześnie zmniejszy się jego średnica.

Jednak nieco wcześniej, gdy nasza gwiazda wyczerpie 10% swoich początkowych zapasów wodoru gwałtownie zmieni się jej budowa wewnętrzna. Rozmiary Słońca wzrosną wówczas, podczas gdy jego temperatura spadanie znacznie do "jedynych" 3000 oC. Jasność wzrośnie jednak ponad stukrotnie, ponieważ powierzchnia się zwiększy, jednocześnie Słońce będzie wtedy produkować blisko sto razy więcej energii niż obecnie.

W tym czasie życie na naszej planecie będzie niemożliwe w jego obecnej formie. Średnia temperatura zwiększy się o około 120 oC, w rejonach okołorównikowych nawet o 550 oC. Spowoduje to oczywiście wyparowanie wód z rzek i oceanów, a podstawowy budulec organizmów - białko, ulegnie zwęgleniu. Powierzchnia naszej planety zamienia się wtenczas w surową, nieprzystępną pustynię - podobne warunki panują obecnie na takich planetach jak Merkury, czy Wenus.

Po całkowitym wyczerpaniu zapasów wodoru Słońce zacznie produkować energię pochodzącą z przemiany helu w cięższe pierwiastki. Przedtem jednak jądro gwiazdy gwałtownie skurczy się i być może nastąpi odrzucenia pewnej części materii z zewnętrznych warstw. Pociągnie to za sobą zmniejszenie jasności gwiazdy przy jednoczesnym wzroście temperatury do blisko 10 000 oC.

Po wyczerpaniu się zapasów helu nastąpi synteza kolejnych, jeszcze cięższych pierwiastków. Stopniowo jednak najbliższa nam gwiazda zacznie stopniowo gasnąć i na koniec przekształci się w małą gwiazdę. Gwiazda taka będzie rozmiarami podobna do naszej planety i produkować będzie bardzo niewielką ilość energii.

Możliwy jest też inny scenariusz. Być może Słońce zakończy swój żywot jako biały karzeł. Wówczas zgaśnie ono raz na zawsze, co spowoduje, że nasza planet stanie się lodową bryła - temperatura spadnie do 200 oC poniżej zera. Cała woda zamarzłaby wówczas, tak samo jak wiele gazów obecnych w naszej atmosferze. Oceany, rzeki i jeziora zamieniłyby się w lodowe bryły. Rzecz jasna w tych warunkach również niemożliwe byłoby istnienie życia na naszej planecie.

Możemy być jednak spokojni, ponieważ moc promieniowania Słońca przez najbliższe miliony lat będzie utrzymywać się na obecnym poziomie, w związku z czym nie musimy się martwić o nagłe ocieplenie lub ochłodzenia naszej planety.

[1] 1 pm (pikometr) to 10-12 m.

[2] 1 nm (nanometr) to 10-9 m.

[3] 1 μm (mikrometr) to 10-6 m.