Wewnętrzna struktura Słońca. Budowa atmosfery: fotosfera, chromosfera, korona

Analiza widmowa promieni słonecznych wykazała, że ​​nasza gwiazda zawiera najwięcej wodoru (73% masy gwiazdy) i helu (25%). Pozostałe pierwiastki (żelazo, tlen, nikiel, azot, krzem, siarka, węgiel, magnez, neon, chrom, wapń, sód) stanowią zaledwie 2%. Wszystkie substancje odkryte na Słońcu znajdują się na Ziemi i na innych planetach, co wskazuje na ich wspólne pochodzenie. Średnia gęstość materii Słońca wynosi 1,4 g/cm3.

Jak bada się Słońce

Słońce to „” z wieloma warstwami, które mają różny skład i gęstość i zachodzą w nich różne procesy. Obserwacja gwiazdy w widmie znanym ludzkiemu oku jest niemożliwa, ale obecnie stworzono teleskopy, radioteleskopy i inne instrumenty rejestrujące promieniowanie ultrafioletowe, podczerwone i rentgenowskie Słońca. Z Ziemi obserwacja jest najskuteczniejsza podczas zaćmienia słońca. W tym krótkim okresie astronomowie na całym świecie badają koronę, protuberancje, chromosferę i różne zjawiska zachodzące na jedynej gwieździe dostępnej do tak szczegółowych badań.

Struktura Słońca

Korona to zewnętrzna powłoka Słońca. Ma bardzo małą gęstość, dlatego jest widoczny tylko podczas zaćmienia. Grubość zewnętrznej atmosfery jest nierówna, dlatego od czasu do czasu pojawiają się w niej dziury. Przez te dziury wiatr słoneczny wpada w przestrzeń kosmiczną z prędkością 300-1200 m/s - potężny przepływ energii, który na Ziemi powoduje zorzę polarną i burze magnetyczne.

Chromosfera to warstwa gazów osiągająca grubość 16 tys. km. Zachodzi w nim konwekcja gorących gazów, które z powierzchni dolnej warstwy (fotosfery) ponownie opadają. To one „przepalają” koronę i tworzą strumienie wiatru słonecznego o długości do 150 tys. km.

Fotosfera to gęsta, nieprzezroczysta warstwa o grubości 500-1500 km, w której występują najsilniejsze burze ogniowe o średnicy do 1 tys. km. Temperatura gazów fotosferycznych wynosi 6000 oC. Pochłaniają energię z leżącej pod nią warstwy i uwalniają ją w postaci ciepła i światła. Struktura fotosfery przypomina granulki. Luki w warstwie są postrzegane jako plamy słoneczne.

Strefa konwekcyjna o grubości 125-200 tys. km to powłoka słoneczna, w której gazy stale wymieniają energię ze strefą promieniowania, nagrzewając się, wznosząc do fotosfery i ochładzając się, ponownie opadając po nową porcję energii.

Strefa promieniowania ma grubość 500 tys. km i bardzo dużą gęstość. W tym przypadku substancja jest bombardowana promieniami gamma, które przekształcają się w mniej radioaktywne promienie ultrafioletowe (UV) i rentgenowskie (X).

Skorupa, czyli rdzeń, to słoneczny „kocioł”, w którym stale zachodzą reakcje termojądrowe proton-proton, dzięki którym gwiazda otrzymuje energię. Atomy wodoru przekształcają się w hel w temperaturze 14 x 10°C. Tutaj ciśnienie tytaniczne wynosi bilion kg na cm sześcienny, a co sekundę 4,26 miliona ton wodoru zamienia się w hel.

Wyróżnienia

Powierzchnia Słońca, którą widzimy, nazywana jest fotosferą. Jest to obszar, w którym światło z jądra ostatecznie dociera do powierzchni. Fotosfera ma temperaturę około 6000 K i świeci na biało.

Tuż nad fotosferą atmosfera rozciąga się na kilkaset tysięcy kilometrów. Przyjrzyjmy się bliżej strukturze atmosfery Słońca.

Pierwsza warstwa atmosfery ma minimalną temperaturę i znajduje się około 500 km nad powierzchnią fotosfery, a jej temperatura wynosi około 4000 K. Jak na gwiazdę jest to całkiem fajne.

Chromosfera

Następna warstwa znana jest jako chromosfera. Znajduje się w odległości zaledwie około 10 000 km od powierzchni. W górnej części chromosfery temperatury mogą sięgać 20 000 K. Chromosfera jest niewidoczna bez specjalnego sprzętu wykorzystującego wąskopasmowe filtry optyczne. Gigantyczne protuberancje słoneczne mogą wznieść się w chromosferze na wysokość 150 000 km.

Nad chromosferą znajduje się warstwa przejściowa. Poniżej tej warstwy dominującą siłą jest grawitacja. Powyżej obszaru przejściowego temperatura szybko rośnie, ponieważ hel zostaje całkowicie zjonizowany.

Korona słoneczna

Następną warstwą jest korona, która rozciąga się od Słońca na miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną. Koronę można zobaczyć podczas całkowitego zaćmienia, kiedy dysk światła jest zasłonięty przez Księżyc. Temperatura korony jest około 200 razy wyższa niż temperatura powierzchni.

Podczas gdy temperatura fotosfery wynosi zaledwie 6000 K, w pobliżu korony może osiągnąć 1-3 miliony stopni Kelvina. Naukowcy wciąż nie do końca wiedzą, dlaczego jest tak wysoki.

Heliosfera

Górna część atmosfery nazywana jest heliosferą. Jest to bańka kosmiczna wypełniona wiatrem słonecznym, rozciągająca się na odległość około 20 jednostek astronomicznych (1 AU to odległość Ziemi od Słońca). Ostatecznie heliosfera stopniowo przechodzi w ośrodek międzygwiazdowy.

Słońce, centralne ciało Układu Słonecznego, jest bardzo gorącą kulą plazmy. Słońce jest gwiazdą najbliższą Ziemi. Światło z niego dociera do nas w ciągu 8 i pół minuty. Słońce miało decydujący wpływ na powstanie wszystkich ciał Układu Słonecznego i stworzyło warunki, które doprowadziły do ​​powstania i rozwoju życia na Ziemi.

Promień Słońca wynosi 109 razy, a objętość jest około 1 300 000 razy większa niż odpowiednio promień i objętość Ziemi. Masa Słońca jest również wielka. Jest to około 330 000 razy większa od masy Ziemi i prawie 750 razy większa od całkowitej masy planet krążących wokół niej.

Słońce prawdopodobnie powstało wraz z innymi ciałami Układu Słonecznego z mgławicy gazowo-pyłowej. Około 5 miliardów lat temu. Początkowo substancja Słońca stała się bardzo gorąca w wyniku kompresji grawitacyjnej, ale wkrótce temperatura i ciśnienie w głębinach wzrosły tak bardzo, że reakcje jądrowe zaczęły zachodzić samoistnie. W rezultacie temperatura w centrum Słońca bardzo wzrosła, a ciśnienie w jego głębi wzrosło tak bardzo, że było w stanie zrównoważyć siłę grawitacji i zatrzymać kompresję grawitacyjną. W ten sposób powstała nowoczesna struktura Słońca. Struktura ta jest utrzymywana dzięki powolnej przemianie wodoru w hel zachodzącej w jego głębinach. W ciągu 5 miliardów lat istnienia Słońca około połowa wodoru w jego centralnym obszarze zamieniła się już w hel. W wyniku tego procesu uwalniana jest ilość energii, którą Słońce emituje w przestrzeń kosmiczną.

Moc promieniowania Słońca jest bardzo duża: wynosi 3,8×10 20 MW. Do Ziemi dociera niewielka część energii słonecznej, wynosząca około pół miliardowej części. Utrzymuje atmosferę ziemską w stanie gazowym, stale ogrzewa lądy i zbiorniki wodne, daje energię wiatrom i wodospadom oraz zapewnia żywotną aktywność zwierząt i roślin. Część energii słonecznej jest magazynowana we wnętrzu Ziemi w postaci węgla, ropy i innych minerałów.

Słońce jest ciałem sferycznie symetrycznym, znajdującym się w równowadze. Wszędzie w tej samej odległości od środka tej kuli warunki fizyczne są takie same, ale zmieniają się zauważalnie w miarę zbliżania się do środka. Gęstość i ciśnienie szybko rosną na głębokości, gdzie gaz jest silniej sprężany przez ciśnienie górnych warstw. W związku z tym temperatura również wzrasta w miarę zbliżania się do centrum. W zależności od zmian warunków fizycznych Słońce można podzielić na kilka koncentrycznych warstw, stopniowo przechodzących w siebie.

W centrum Słońca temperatura wynosi 15 milionów stopni, a ciśnienie przekracza setki miliardów atmosfer. Gaz jest tu sprężany do gęstości około 1,5x10 5 kg/m3. Prawie cała energia Słońca generowana jest w obszarze centralnym o promieniu około 1/3 promienia Słońca. Przez warstwy otaczające część środkową energia ta przekazywana jest na zewnątrz. Na ostatniej trzeciej promienia znajduje się strefa konwekcyjna. Powód mieszania (konwekcji) w zewnętrznych warstwach Słońca jest taki sam, jak w przypadku wrzącego kotła: ilość energii pochodzącej z grzejnika jest znacznie większa niż ta usuwana przez przewodność cieplną. Dlatego substancja jest zmuszona do ruchu i sama zaczyna przekazywać ciepło.

Warstwy Słońca są praktycznie nieobserwowalne. Ich istnienie wiadomo albo z obliczeń teoretycznych, albo na podstawie danych pośrednich. Nad strefą konwekcyjną znajdują się bezpośrednio obserwowalne warstwy Słońca, zwane jego atmosferą. Są lepiej zbadane, ponieważ ich właściwości można ocenić na podstawie obserwacji.

Wewnętrzna struktura Słońca jest warstwowa lub przypomina muszlę, jest zróżnicowana na kule lub obszary. W centrum jest rdzeń, Następnie obszar promieniowego przenoszenia energii, Dalej strefa konwekcyjna i w końcu atmosfera. Wielu badaczy uwzględnia trzy obszary zewnętrzne: fotosfera, chromosfera i korona. To prawda, że ​​​​inni astronomowie za atmosferę słoneczną uważają tylko chromosferę i koronę.

Rdzeń- centralny obszar Słońca o ultrawysokim ciśnieniu i temperaturze, zapewniający przebieg reakcji jądrowych. Wydzielają ogromne ilości energii elektromagnetycznej w niezwykle krótkich zakresach długości fal.

Obszar przenoszenia energii wiązki znajduje się nad rdzeniem. Tworzy go praktycznie nieruchomy i niewidoczny gaz o ultrawysokiej temperaturze. Energia wytworzona w jądrze przekazywana jest za jego pośrednictwem do zewnętrznych sfer Słońca metodą wiązkową, bez poruszania się gazu. Proces ten należy sobie wyobrazić mniej więcej w ten sposób. Z rdzenia do obszaru przenoszenia promieniowania energia wchodzi w zakresach skrajnie krótkich - promieniowanie gamma, a wychodzi w promieniach rentgenowskich o dłuższych falach, co wiąże się ze spadkiem temperatury gazu w kierunku strefy peryferyjnej.

Region konwekcyjny znajduje się nad poprzednim. Tworzy go także niewidzialny gorący gaz w stanie mieszania konwekcyjnego. Wynika to z położenia obszaru pomiędzy dwoma środowiskami, które znacznie różnią się ciśnieniem i temperaturą panującą w nich. Przenoszenie ciepła z wnętrza Słońca na powierzchnię następuje w wyniku lokalnego unoszenia się silnie nagrzanych mas powietrza pod wysokim ciśnieniem na obrzeża gwiazdy, gdzie temperatura gazu jest niższa i gdzie zasięg światła promieniowania słonecznego zaczyna się. Szacuje się, że grubość obszaru konwekcyjnego wynosi w przybliżeniu 1/10 promienia Słońca.

Aby zapoznać się z wewnętrzną budową Słońca, wybierzmy się teraz w wyimaginowaną podróż z centrum gwiazdy na jej powierzchnię. Ale jak określimy temperaturę i gęstość kuli słonecznej na różnych głębokościach? Jak możemy dowiedzieć się, jakie procesy zachodzą we wnętrzu Słońca?

Okazuje się, że większości parametrów fizycznych gwiazd (nasze Słońce też jest gwiazdą!) nie mierzy się, lecz oblicza się je teoretycznie za pomocą komputerów. Punktem wyjścia do takich obliczeń są jedynie niektóre ogólne cechy gwiazdy, np. jej masa, promień, a także warunki fizyczne panujące na jej powierzchni: temperatura, zasięg i gęstość atmosfery, i tym podobne. Skład chemiczny gwiazdy (w szczególności Słońca) jest określany widmowo. I na podstawie tych danych astrofizyk teoretyczny stworzy matematyczny model Słońca. Jeśli taki model odpowiada wynikom obserwacji, to można go uznać za dość dobre przybliżenie do rzeczywistości. A my, opierając się na takim modelu, spróbujemy wyobrazić sobie wszystkie egzotyczne głębiny wielkiej gwiazdy.

Centralna część Słońca nazywana jest jego jądrem. Materia wewnątrz jądra Słońca jest niezwykle skompresowana. Jego promień wynosi w przybliżeniu 1/4 promienia Słońca, a jego objętość stanowi 1/45 (nieco ponad 2%) całkowitej objętości Słońca. Niemniej jednak prawie połowa masy Słońca jest upakowana w jądrze gwiazdy. Stało się to możliwe dzięki bardzo wysokiemu stopniowi jonizacji materii słonecznej. Warunki są tam dokładnie takie same, jak w reaktorze termojądrowym.Rdzeń to gigantyczna kontrolowana elektrownia, w której wytwarzana jest energia słoneczna.

Po przesunięciu się od centrum Słońca do około 1/4 jego promienia wchodzimy w tzw. strefę przenoszenia energii promieniowania. Ten najbardziej rozległy wewnętrzny obszar Słońca można sobie wyobrazić jako ściany kotła nuklearnego, przez które powoli wycieka energia słoneczna. Ale im bliżej powierzchni Słońca, tym niższa temperatura i ciśnienie. W rezultacie następuje mieszanie wirowe substancji i przekazywanie energii odbywa się głównie przez samą substancję. Ta metoda przenoszenia energii nazywa się konwekcją, a podpowierzchniowa warstwa Słońca, w której zachodzi, nazywa się strefą konwekcyjną. Badacze Słońca uważają, że jego rola w fizyce procesów słonecznych jest wyjątkowo duża. Przecież to właśnie tutaj powstają rozmaite ruchy materii słonecznej i pól magnetycznych.

Wreszcie dotarliśmy do widocznej powierzchni Słońca. Ponieważ nasze Słońce jest gwiazdą, gorącą kulą plazmy, w przeciwieństwie do Ziemi, Księżyca, Marsa i podobnych planet nie może mieć rzeczywistej powierzchni, rozumianej w pełnym tego słowa znaczeniu. A jeśli mówimy o powierzchni Słońca, to koncepcja ta jest warunkowa.

Widoczna świetlista powierzchnia Słońca, znajdująca się bezpośrednio nad strefą konwekcyjną, nazywana jest fotosferą, co z języka greckiego tłumaczy się jako „sfera światła”.

Fotosfera to warstwa o długości 300 km. To właśnie tam dociera do nas promieniowanie słoneczne. A kiedy patrzymy na Słońce z Ziemi, fotosfera jest właśnie tą warstwą, która przenika nasze pole widzenia. Promieniowanie z głębszych warstw już do nas nie dociera i nie da się ich zobaczyć.

Temperatura w fotosferze rośnie wraz z głębokością i szacuje się ją średnio na 5800 K.

Większość optycznego (widzialnego) promieniowania Słońca pochodzi z fotosfery. Tutaj średnia gęstość gazu wynosi niecałe 1/1000 gęstości powietrza, którym oddychamy, a w miarę zbliżania się do zewnętrznej krawędzi fotosfery temperatura spada do 4800 K. Wodór w takich warunkach pozostaje niemal całkowicie neutralny.

Astrofizycy uważają podstawę fotosfery za powierzchnię wielkiej gwiazdy. Uważają, że sama fotosfera jest najniższą (wewnętrzną) warstwą atmosfery słonecznej. Powyżej znajdują się jeszcze dwie warstwy tworzące zewnętrzne warstwy atmosfery słonecznej - chromosfera i korona. I choć między tymi trzema warstwami nie ma ostrych granic, zapoznajmy się z ich głównymi cechami wyróżniającymi.

Żółto-białe światło fotosfery ma widmo ciągłe, to znaczy wygląda jak ciągły pasek tęczy ze stopniowym przejściem kolorów od czerwieni do fioletu. Jednak w dolnych warstwach rozrzedzonej chromosfery, w obszarze tzw. minimum temperaturowego, gdzie temperatura spada do 4200 K, światło słoneczne ulega absorpcji, przez co w widmie słonecznym tworzą się wąskie linie absorpcyjne. Nazywa się je liniami Fraunhofera, na cześć niemieckiego optyka Josepha Frau i Gophera, którzy w 1816 roku dokładnie zmierzyli długości fal 754 linii.

Do chwili obecnej w widmie Słońca zarejestrowano ponad 26 tysięcy ciemnych linii o różnym natężeniu, powstałych w wyniku absorpcji światła przez „zimne” atomy. A ponieważ każdy pierwiastek chemiczny ma swój własny charakterystyczny zestaw linii absorpcyjnych, umożliwia to określenie jego obecności w zewnętrznych warstwach atmosfery słonecznej.

Skład chemiczny atmosfery Słońca jest podobny do składu większości gwiazd powstałych w ciągu ostatnich kilku miliardów lat (zwanych gwiazdami drugiej generacji). W porównaniu do starych ciał niebieskich (gwiazd pierwszej generacji) zawierają one kilkadziesiąt razy więcej pierwiastków ciężkich, czyli cięższych od helu. Astrofizycy uważają, że ciężkie pierwiastki pojawiły się po raz pierwszy w wyniku reakcji jądrowych zachodzących podczas eksplozji gwiazd, a być może nawet podczas eksplozji galaktyk. W okresie formowania się Słońca ośrodek międzygwiazdowy był już dość dobrze wzbogacony w ciężkie pierwiastki (same Słońce nie wytwarza jeszcze pierwiastków cięższych od helu). Ale nasza Ziemia i inne planety najwyraźniej powstały z tej samej chmury gazu i pyłu, co Słońce. Jest zatem możliwe, że badając skład chemiczny naszego światła dziennego, badamy także skład pierwotnej materii protoplanetarnej.

Ponieważ temperatura w atmosferze słonecznej zmienia się wraz z wysokością, linie absorpcyjne na różnych poziomach są tworzone przez atomy różnych pierwiastków chemicznych. Umożliwia to badanie różnych warstw atmosfery wielkiej gwiazdy i określenie ich zasięgu.

Nad fotosferą znajduje się rzadsza sylaba! atmosferę Słońca, zwaną chromosferą, co oznacza „kolorową kulę”. Jej jasność jest wielokrotnie mniejsza niż jasność fotosfery, dlatego chromosfera jest widoczna tylko podczas krótkich minut całkowitych zaćmień Słońca, niczym różowy pierścień wokół ciemnego dysku Księżyca. Czerwonawy kolor chromosfery jest spowodowany promieniowaniem wodorowym. Gaz ten ma najbardziej intensywną linię widmową – Ha – w czerwonym obszarze widma, a szczególnie dużo wodoru jest w chromosferze.

Z widm uzyskanych podczas zaćmień Słońca jasno wynika, że ​​czerwona linia wodoru zanika na wysokości około 12 tys. km nad fotosferą, a linie zjonizowanego wapnia przestają być widoczne na wysokości 14 tys. km. Wysokość tę uważa się za górną granicę chromosfery. Wraz ze wzrostem temperatury wzrasta temperatura, osiągając w górnych warstwach chromosfery 50 000 K. Wraz ze wzrostem temperatury wzrasta jonizacja wodoru, a następnie helu.

Wzrost temperatury w chromosferze jest całkiem zrozumiały. Jak wiadomo, gęstość atmosfery słonecznej szybko maleje wraz z wysokością, a ośrodek rozrzedzony emituje mniej energii niż ośrodek gęsty. Dlatego energia pochodząca ze Słońca podgrzewa górną chromosferę i leżącą nad nią koronę.

Obecnie heliofizycy za pomocą specjalnych instrumentów obserwują chromosferę nie tylko podczas zaćmień słońca, ale także w każdy pogodny dzień. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca widać najbardziej zewnętrzną warstwę atmosfery słonecznej – koronę – delikatną perłowo-srebrną poświatę rozciągającą się wokół zaćmionego Słońca. Całkowita jasność korony wynosi około jednej milionowej światła Słońca lub połowy światła Księżyca w pełni.

Korona słoneczna to wysoce rozrzedzona plazma o temperaturze bliskiej 2 milionów K. Gęstość materii koronalnej jest setki miliardów razy mniejsza niż gęstość powietrza w pobliżu powierzchni Ziemi. W takich warunkach atomy pierwiastków chemicznych nie mogą znajdować się w stanie neutralnym: ich prędkość jest tak duża, że ​​podczas wzajemnych zderzeń tracą prawie wszystkie swoje elektrony i ulegają wielokrotnej jonizacji. Dlatego korona słoneczna składa się głównie z protonów (jąder atomowych wodoru), jąder helu i wolnych elektronów.

Wyjątkowo wysoka temperatura korony powoduje, że jej materiał staje się potężnym źródłem promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego. Jak wiadomo, do obserwacji w tych zakresach widma elektromagnetycznego wykorzystuje się specjalne teleskopy ultrafioletowe i rentgenowskie instalowane na statkach kosmicznych i orbitalnych stacjach naukowych.

Za pomocą metod radiowych (korona słoneczna intensywnie emituje fale radiowe decymetrowe i metrowe) promienie koronowe „obserwuje się” w odległości do 30 promieni słonecznych od krawędzi dysku słonecznego. Wraz z odległością od Słońca gęstość korony maleje bardzo powoli, a jej najwyższa warstwa wypływa w przestrzeń kosmiczną. W ten sposób powstaje wiatr słoneczny.

Tylko z powodu ulatniania się ciałek masa Słońca zmniejsza się co sekundę o nie mniej niż 400 tysięcy ton.

Wiatr słoneczny wieje po całej przestrzeni naszego układu planetarnego. Do tego czasu prędkość początkowa osiąga ponad 1000 km/s, ale potem powoli maleje. Na orbicie Ziemi średnia prędkość wiatru wynosi około 400 km/s. Ohm zmiata na swojej drodze wszystkie gazy emitowane przez planety i komety, najmniejsze cząstki pyłu meteorytowego, a nawet cząstki niskoenergetycznego galaktycznego promieni kosmicznych, przenosząc wszystkie te „śmieci” na obrzeża układu planetarnego. Mówiąc obrazowo, wydaje się, że kąpiemy się w koronie wielkiej gwiazdy...

Najbliższą nam gwiazdą jest oczywiście Słońce. Odległość od Ziemi do niej, zgodnie z parametrami kosmicznymi, jest bardzo mała: światło słoneczne przemieszcza się ze Słońca na Ziemię w zaledwie 8 minut.

Słońce nie jest zwykłym żółtym karłem, jak wcześniej sądzono. Jest to centralne ciało Układu Słonecznego, wokół którego krążą planety, z dużą liczbą ciężkich pierwiastków. To gwiazda powstała po kilku eksplozjach supernowych, wokół których powstał układ planetarny. Ze względu na położenie bliskie idealnym warunkom życie powstało na trzeciej planecie Ziemia. Słońce ma już pięć miliardów lat. Ale zastanówmy się, dlaczego świeci? Jaka jest budowa Słońca i jakie są jego cechy? Jaka przyszłość go czeka? Jak znaczący wpływ ma to na Ziemię i jej mieszkańców? Słońce to gwiazda, wokół której krążą wszystkie 9 planet Układu Słonecznego, w tym nasza. 1 a.u. (jednostka astronomiczna) = 150 milionów km - tyle samo wynosi średnia odległość Ziemi od Słońca. Układ Słoneczny obejmuje dziewięć głównych planet, około stu satelitów, wiele komet, dziesiątki tysięcy asteroid (mniejszych planet), meteoroidy oraz międzyplanetarny gaz i pył. W centrum tego wszystkiego znajduje się nasze Słońce.

Słońce świeci od milionów lat, co potwierdzają współczesne badania biologiczne uzyskane ze szczątków niebiesko-zielono-niebieskich alg. Gdyby temperatura powierzchni Słońca zmieniła się choćby o 10%, całe życie na Ziemi wymarłoby. Dlatego dobrze, że nasza gwiazda równomiernie promieniuje energią niezbędną dla pomyślności ludzkości i innych stworzeń na Ziemi. W religiach i mitach narodów świata Słońce zawsze zajmowało główne miejsce. Dla prawie wszystkich ludów starożytności Słońce było najważniejszym bóstwem: Helios - wśród starożytnych Greków, Ra - bóg słońca starożytnych Egipcjan i Yarilo wśród Słowian. Słońce przynosiło ciepło, żniwa, wszyscy je szanowali, bo bez niego nie byłoby życia na Ziemi. Rozmiar Słońca jest imponujący. Na przykład masa Słońca jest 330 000 razy większa od masy Ziemi, a jego promień jest 109 razy większy. Ale gęstość naszej gwiazdy jest niewielka - 1,4 razy większa niż gęstość wody. Ruch plam na powierzchni zauważył sam Galileo Galilei, udowadniając tym samym, że Słońce nie stoi w miejscu, ale się obraca.

Strefa konwekcyjna Słońca

Strefa radioaktywna stanowi około 2/3 wewnętrznej średnicy Słońca, a promień wynosi około 140 tysięcy km. Oddalając się od centrum fotony pod wpływem zderzenia tracą energię. Zjawisko to nazywane jest zjawiskiem konwekcji. Przypomina to proces zachodzący we wrzącym czajniku: energia pochodząca z elementu grzejnego jest znacznie większa niż ilość usuwana w wyniku przewodzenia. Gorąca woda w pobliżu ognia podnosi się, a zimniejsza woda opada. Proces ten nazywa się konwencją. Znaczenie konwekcji polega na tym, że gęstszy gaz rozprowadza się po powierzchni, ochładza się i ponownie kieruje do środka. Proces mieszania w strefie konwekcyjnej Słońca odbywa się w sposób ciągły. Patrząc przez teleskop na powierzchnię Słońca, można dostrzec jego ziarnistą strukturę – granulacje. Wydaje się, że jest zrobiony z granulek! Dzieje się tak na skutek konwekcji zachodzącej pod fotosferą.

Fotosfera Słońca

Cienka warstwa (400 km) – fotosfera Słońca, znajduje się bezpośrednio za strefą konwekcyjną i reprezentuje „prawdziwą powierzchnię Słońca” widoczną z Ziemi. Granulki w fotosferze zostały po raz pierwszy sfotografowane przez Francuza Janssena w 1885 roku. Przeciętna granulka ma wielkość 1000 km, porusza się z prędkością 1 km/s i istnieje przez około 15 minut. Ciemne formacje w fotosferze można zaobserwować w części równikowej, a następnie ulegają one przesunięciu. Cechą charakterystyczną takich miejsc są silne pola magnetyczne. Ciemny kolor uzyskujemy dzięki niższej temperaturze w stosunku do otaczającej fotosfery.

Chromosfera Słońca

Chromosfera słoneczna (kolorowa kula) to gęsta warstwa (10 000 km) atmosfery słonecznej, która leży bezpośrednio za fotosferą. Obserwacja chromosfery jest dość problematyczna ze względu na jej bliskie położenie w stosunku do fotosfery. Najlepiej widać to, gdy Księżyc przysłania fotosferę, tj. podczas zaćmień słońca.

Protuberancje słoneczne to ogromne emisje wodoru przypominające długie świetliste włókna. Probektywy wznoszą się na ogromne odległości, osiągając średnicę Słońca (1,4 mm km), poruszają się z prędkością około 300 km/s, a temperatura sięga 10 000 stopni.

Korona słoneczna to zewnętrzne i rozszerzone warstwy atmosfery Słońca, powstałe ponad chromosferą. Długość korony słonecznej jest bardzo długa i osiąga wartości kilku średnic Słońca. Naukowcy nie otrzymali jeszcze jasnej odpowiedzi na pytanie, gdzie dokładnie się to kończy.

Korona słoneczna składa się z rozrzedzonej, silnie zjonizowanej plazmy. Zawiera ciężkie jony, elektrony z rdzeniem helowym i protony. Temperatura korony sięga od 1 do 2 milionów stopni K w stosunku do powierzchni Słońca.

Wiatr słoneczny to ciągły wypływ materii (plazmy) z zewnętrznej powłoki atmosfery słonecznej. Składa się z protonów, jąder atomowych i elektronów. Prędkość wiatru słonecznego może wahać się od 300 km/s do 1500 km/s, zgodnie z procesami zachodzącymi na Słońcu. Wiatr słoneczny rozprzestrzenia się po całym Układzie Słonecznym i wchodząc w interakcję z polem magnetycznym Ziemi, powoduje różne zjawiska, z których jednym jest zorza polarna.

Charakterystyka Słońca

Masa Słońca: 2∙1030 kg (332946 mas Ziemi)
Średnica: 1 392 000 km
Promień: 696 000 km
Średnia gęstość: 1400 kg/m3
Nachylenie osi: 7,25° (w stosunku do płaszczyzny ekliptyki)
Temperatura powierzchni: 5780 K
Temperatura w centrum Słońca: 15 milionów stopni
Klasa widmowa: G2 V
Średnia odległość od Ziemi: 150 milionów km
Wiek: 5 miliardów lat
Okres rotacji: 25.380 dni
Jasność: 3,86∙1026 W
Wielkość pozorna: 26,75 m