Słońce

Najbliższą gwiazdą w stosunku do Ziemi jest oczywiście Słońce. To nasza macierzysta gwiazda, od której w olbrzymim stopniu zależy życie na naszej planecie. Jednak, mimo że z naszej perspektywy Słońce jest olbrzymie w stosunku do innych gwiazd, to w rzeczywistości nie wyróżnia się ono niczym szczególnym na niebie, wręcz przeciwnie. Masa, temperatura, gęstość materii czy powierzchnia Słońca nie wzbudzają szczególnego podziwu, jeśli porównamy je z innymi gwiazdami. Można powiedzieć, że Słońce jest typową i przeciętną gwiazdą leżącą w dodatku na obrzeżach Galaktyki Drogi Mlecznej i jedynie jej niewielka odległość od Ziemi sprawia, że wywiera ona na nas takie wrażenie.

Masa Słońca

Masa Słońca stanowi aż 99,87% masy całego Układu Słonecznego, podczas gdy planety zawierają jedynie ułamek procenta tej całkowitej masy. W porównaniu do masy Słońca masa naszej planety wygląda bardzo mizernie, jest ona mniejsza jakieś 333000 razy.

Zatem jeżeli brać pod uwagę masę, to nasz Układ Słoneczny składa się ze Słońca, potem długo, długo nie ma nic i jedynie niewielki wkład pochodzi od mniejszych obiektów, takich jak planety i ich naturalne satelity, planetoidy, komety, drobna materia i okruchy skalne.

Słońce ma kształt kuli, a jej materię stanowi gaz o bardzo wysokiej temperaturze sięgającej milionów stopni kelwina.

Temperatura

Temperatura Słońca nie jest taka sama w całej objętości gwiazdy i zależy od odległości danej warstwy od centrum. Najwyższe temperatury występują oczywiście w części centralnej, w jądrze. Wydaje się, że musi tam być około 10 - 15 milionów stopni Kelwina, bo przy takiej temperaturze zapala się wodór. Następnie w miarę zbliżania się do zewnętrznych warstw robi się coraz chłodniej i w fotosferze jest już zaledwie 6 tys. K.

Tuż przy powierzchni Słońca, w warstwie przez wszystkich nazywanej koroną, temperatura znów gwałtownie rośnie i osiąga wartość 1.5 - 2 milionów stopni Kelwina lub więcej. Jest to temperatura kilkakrotnie niższa od tej, jaka panuje w jądrze, jednakże porównując ją z pozostałymi warstwami różnica jest niebywała. Nie wiadomo dlaczego następuje ten nagły skok temperatury, może być wiele przyczyn tego zjawiska i jest wiele teorii, które próbują je wyjaśnić. Kwestia ta jeszcze długo pozostanie jedną z wielu tajemnic Słońca.

Ciśnienie i gęstość

Ciśnienie centralnej Słońca w części sięga ono 200 miliardów ziemskich atmosfer, gęstość zaś w tym obszarze wynosi 151.3 g/cm³ i podobnie jak temperatura spada wraz z odległością od środka, natomiast średnia gęstość substancji stanowiącej materię słoneczną wynosi 1.409 g/cm³.

Warunki panujące w jądrze gwiazdy, a wiec bardzo wysoka temperatura oraz ciśnienie są sprzyjające, aby mogły tam zachodzić reakcje termojądrowe, które są źródłem energii słonecznej. Ilość energii wytworzona w centrum musi być wypromieniowana przez zewnętrzne warstwy gwiazdy. Do naszej planety dochodzi jedynie niewielka część tego promieniowania, jednak i tak stanowi to blisko dwieście miliardów megawatów mocy.

Na szczęście blisko połowa tej gorącej energii ulega odbiciu przez chmury lub od powierzchni Ziemi, po czym rozprasza się i zostaje pochłonięta przez warstwy atmosfery.

Poza fotonami Słońce emituje znaczne też ilości cząstek naładowanych, które osiągają prędkość bliską 3000 km/s, po czym wpadają do tak zwanej jonosfery, jednej z warstw atmosfery ziemskiej. W wyniku zachodzących tam reakcji powstają widowiskowe zorze polarne, może także dochodzić do zaburzenia fal radiowych.

Obraz, który widzimy na niebie, to jedynie najbardziej zewnętrzna warstwa Słońca, zwana fotosferą, której grubość sięga kilkaset kilometrów, a temperatura wynosi 6000 K. Na pewnej głębokości poniżej fotosfery nieprzeźroczystość, czyli nieprzepuszczalność fotonów jest tak duża, że wydaje nam się, iż widzimy zwartą powierzchnię gwiazdy, wchodzimy w obszar promieniowania widzialnego. Zaczyna się fotosfera. Najbardziej zewnętrzną warstwą słonecznej atmosfery jest korona, w której temperatura wzrasta do miliona stopni Kelwina. Jest ona dość rzadka, wiec produkuje mało światła, jednak można ją oglądać podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

Ponadto na odpowiedniej głębokości warstw słonecznych możemy zaobserwować, różnego rodzaju plamy wybuchające płomienie oraz tak zwane granule. Zdarza się, że obserwacji tych można dokonać gołym okiem, bez użycia specjalistycznych przyrządów optycznych. Plamy słoneczne wydają się być stosunkowo ciemne w porównaniu z oślepiająco jasną barwą fotosfery. W rzeczywistości jednak wysoka temperatura rzędu 4300 - 4700 stopni K sprawia, że mają one niezwykle jasna barwę.

Choć z perspektywy Ziemi plamy te wydają się niewielkie, to ich średnice często osiągają nawet 90000 km, a zatem ich rozmiary są kilkakrotnie większe od średnicy naszej planety. Liczba plam oraz zajmowana przez nie powierzchnia, zależą od aktualnej aktywności słonecznej. Ponadto wszystkie widoczne obiekty, w tym i plamy, poruszają się wraz z całą powierzchnią Słońca z kierunku ze wschodu na zachód, a wiec podlegają ruchowi obrotowemu wokół osi gwiazdy.

Granule kształtem przypominające ziarenka ryżu o długości około 100 km pokrywają praktycznie całą fotosferę. Ich temperatura jest tylko o około 200 K wyższa od średniej temperatury fotosfery, za to ich jasność jest o 30% większa od jasności tej warstwy.

Wybuchające pochodnie, obserwowane przy pomocy specjalnych spektroheliogramów uzyskanych przy użyciu promieni wapnia, postać, jaką one przyjmują to zazwyczaj przeróżnego kształtu nitek, które swą jasnością nieznacznie przewyższają jasność fotosfery. Płomienie te występują ponad granulami i często zdarza się, że otaczają plamy. Zwykle są one łatwe do zauważenia tuż przed powstaniem lub zaraz po zniknięciu jakiejś plamy.

Wszystkie te obiekty pojawiają się w okresie zwiększonej aktywności słonecznej, która zmienia się okresowo co 11 lat.

Niejednorodne ruchy plam i innych obiektów widocznych na powierzchni gwiazdy świadczą o tym, że Słońce podczas swego ruchu obrotowego nie zachowuje się jak powszechnie rozumiane ciało stale. Materia słoneczna porusza się prędkością zależną od warstwy, w której się ona znajduje. Najszybciej krążą warstwy położone w okolicach obszarów równikowych, a najwolniej z okolicy równików.

W roku 1844 S.Schwabe, niemiecki aptekarz i amator astronomii, zauważył periodyczność występowania zmian aktywności słonecznej. Spostrzegł on, że ilość plam na powierzchni Słońca wzrasta i osiąga swoje maksimum cyklicznie z częstotliwością 11 lat.

Powszechnie wiadomo, że plamy te nie pojawiają się na całej powierzchni gwiazdy. Z każdym nowym cyklem aktywności często pojawiające się plamy występują parami po przeciwnych stronach równika, przy czym pierwsze plamy zauważamy najpierw w okolicach biegunów. Wzrost liczby plam w okolicy równika świadczy o wzroście aktywności słonecznej. Gdy zbliżamy się do spadku tej aktywności, plamy powoli znikają.

Atmosfera słoneczna jest bardzo rozrzedzona, gęstość materii warstw najdalej położonych w stosunku do części centralnej jest o wiele mniejsza aniżeli gęstość atmosfery naszej planety. Podobnie jest z panującym tam ciśnieniem, którego wartość jest blisko tysiąc razy mniejsza od ciśnienia atmosferycznego naszej planety. Tak jak cale Słońce, tak i jego atmosferę można podzielić na kilka mniejszych podwarstw, są to: warstwa odwracająca, chromosfera i wspomniana już wyżej korona.

Grubość warstwy odwracającej wynosi z grubsza 500km, jej temperatura waha się w okolicach 5000 K i występuje tam mnóstwo cięższych pierwiastków chemicznych.

Chromosfera sięga do 12 - 14 tysięcy km w gore ponad warstwę odwracającą, temperatura w tamtym obszarze wynosi od 5 do 6 tysięcy K. Chromosfera wyróżnia się spośród innych warstw barwą, a mianowicie świeci na czerwono. Jest ona dobrze widoczna w trakcie zaćmienia Słońca, jednak można ją oglądać zaledwie przez kilka. W skład widma chromosfery wchodzą liczne jasne linie absorpcyjne poszczególnych pierwiastków występujących w tej części Słońca. Zdjęcia chromosfery robione z różnych kierunków potwierdzają, iż ma ona nieregularne rysy, występują tam tak zwane bryzgi chromosferyczne, które mogą sięgać wysoko poza średni poziom materii chromosfery, nawet do kilku tysięcy kilometrów. Być może zjawiska te są konsekwencją sporej granulacji słonecznej. Zdarzają się tam również bardzo widowiskowe wyrzuty niezmiernie gorącej i świecącej materii, zwane protuberancjami. Można je obserwować przy pomocy specjalnych przyrządów do analizy widmowej bądź też poprzez zastosowanie filtrów interferencyjnych również tylko przy całkowitym zaćmieniu.

Wyróżniamy obecnie kilka rodzajów protuberancji. O przydziale do danej klasy decyduje wygląd oraz prędkość poruszającej się materii. Mamy więc:

• Protuberancje spokojne, w których ruchy materii i zmiany kształtu następują powoli. Można je obserwować przez kilka tygodni lub nawet miesięcy, a występują one praktycznie we wszystkich miejscach Słońca, wzdłuż kolejnych szerokości heliograficznych.
• Protuberancje aktywne, czyli takie, w których ruchy materii zachodzą z dość dużą prędkością.
• Protuberancje erupcyjne, inaczej wybuchowe, które swoim wyglądem przypominają ogromne fontanny zmieniające kształty, ich strumienie mogą osiągnąć wysokość 1,7 mln km powyżej powierzchni Słońca, a prędkość takiego wybuchu jest rzędu setek kilometrów na sekundę. Ruchy materii również następują niezmiernie szybko.
• Protuberancje koronalne, czyli nieduże obłoki powstające nad chromosferą. Obłoki te zlewają się ze sobą i tworzą dużą chmurę, a następnie opuszczają się z nich potoki materii, gorącej i świecącej i podążają w kierunku chromosfery.

Niespodziewane rozbłyski chromosfery, które prowadzą do szybkiego wzrostu strumienia ultrafioletowego i promieniowania rentgenowskiego, mogą być w efekcie przyczyną zakłóceń łączności radiowej na Ziemi odbywającej się przy użyciu fal krótkich. Rozbłyski te powodują także gwałtowny wzrost promieniowania korpuskularnego. Pojawiaj się ono zawsze w okresie wzmożonej aktywności słonecznej np. w grupie plam, czasami pomiędzy dwiema plamami tworzącymi parę magnetyczną. Obszary te charakteryzują się gwałtownym zwiększeniem jasności

Korona jest najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery każdej gwiazdy. Sięga ona na odległość milionów kilometrów od powierzchni Słońca i charakteryzuje się bardzo małą gęstością. Można ją obserwować w całej krasie tylko w trakcie całkowitych zaćmień, stanowi ona niejako promienistą aureolę gwiazdy. Kształt tej ostatniej warstwy jest wysoce uzależniony od stadium aktywności naszej gwiazdy, czyli od ilości plam występujących we wcześniejszych warstwach Słońca. W skład korona wchodzą swobodne elektrony i jony.

Skład chemiczny Słońca:

Zawartość różnych pierwiastków w poszczególnych warstwach można ocenić przy pomocy szczegółowej analizy widmowej. W Słońcu jak do tej pory zaobserwowano blisko 70 związków chemicznych występujących także na Ziemi. Ponad 70% całkowitej masy Słońca stanowi wodór cząsteczkowy, 28% przypada na hel i jedynie 2% wkładu pochodzi od cięższych pierwiastków. Z punktu widzenia liczby poszczególnych atomów, nie zaś ich masy, w Słońcu spotkamy praktycznie tylko wodór.

Zatem najważniejsze pierwiastki występujące w Słońcu ze wglądu na zawartość atomów, podane w skali procentowej, to:

H 92.1 %

He 7.8 %

O 0.061 %

C 0.030%

N 0.0084%

Ne 0.0076%

Fe 0.0037%

Si 0.0031%

Mg 0.0024%

Al 0.0015%

Inne 0.0015%

Jak widać z powyższego zestawienia niektóre pierwiastki występujące w Słońcu możemy także spotkać na naszej planecie. Niezbitym dowodem na to jest chociażby tlen, ale także miedź, azot, węgiel i wiele innych.