S Ł O Ń C E jako gwiazda i centralne ciało Układu Słonecznego

Słońce jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej masie i rozmiarach. Słońce jest jedną z kilkuset miliardów gwiazd w Galaktyce. Znajduje się w jednym z ramion spiralnych, w odległości około 8.5 kiloparseka od środka i 8 parseków od płaszczyzny Drogi Mlecznej. Słońce jest centralnym ciąłem Układu Słonecznego, skupiając w sobie 99.87% jego całkowitej masy. Jest głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, głównie w postaci fal elektromagnetycznych, a także najjaśniej- szym i największym obiektem na niebie.

Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania innych instrumentów pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd. Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjawisk zacho- dzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony został dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej gwiazdy - heliofizyka. Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Słońca, jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjawisk i procesów związanych z jego aktywnością magnetyczną.

Odległość do Słońca Klasyczne metody wyznaczania odległości do Słońca: - pomiar paralaksy geocentrycznej, utrudniony ze względu na brak możliwości jednoczesnych obserwacji Słońca i gwiazd, - wyznaczanie odległości z III prawa Keplera, wykorzystuje się niektóre planetoidy, np. Eros Współcześnie: metoda radiolokacji daje tysiąckrotny wzrost dokładności (dokł. kilkanaście kilometrów)

Odległość do Słońca Średnia odległość Ziemia-Słońce: km, czyli ok km, czyli 1 AU Odpowiada to paralaksie geocentrycznej  = 8 ’’ Światło przebywa tą odległość w ciągu sek. Średnica tarczy Słońca: 32 ’ 26 ” – Ziemia w peryhelium 31 ’ 31 ” – Ziemia w aphelium

Znając odległość Ziemia-Słońce i pronień kątowy można wyznaczyć promień liniowy Słońca: R  = km, jest to 109 razy więcej niż promień Ziemi. Rozmiary Słońca

Masa Słońca Masę Słońca można wyznaczyć na podstawie III prawa Keplera (uogólnionego) zapisanego dla układów Ziemia- Księżyc i Słońce-Ziemia. Jeżeli: M, m, m k – masy Słońca, Ziemi i Księżyca, a Z, a K – półosie wielkie orbit Ziemi i Księżyca, P Z, P K – okresy obiegu Ziemi wokół Słońca i Księżyca wokół Ziemi, to

Masa Słońca Po przekształceniu: Wielkości po prawej stronie są znane z obserwacji lub innych wyznaczeń. Po podstawieniu odpowiednich wartości otrzymujemy: M = 1.99x10 30 kg Masa Słońca jest razy większa od masy Ziemi. Średnia gęstość Słońca wynosi:  = 1.41X10 3 kg/m 3 (1.41g/cm 3 ), co stanowi 0.25 średniej gęstości Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi 274 m/s 2 i jest 28 razy większe niż na pow. Ziemi.

Obrót Słońca Słońce obraca się wokół własnej osi nachylonej do prosto- padłej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 7  15. Wynika to z obserwacji szczegółów na Powierzchni Słońca. Równik słoneczny – płaszczyzna prostopadła do osi obrotu przechodząca przez środek Słońca. Współrzędne: szerokość i długość heliograficzna Prędkość kątowa obrotu punktów na powierzchni Słońca zależy od szerokości heliograficznej. Punkty na powierzchni w pobliżu równika słonecznego obiegają Słońce w ciągu 25 dni, okolice bliskie biegunów dokonują obrotu w ciągu 30 dni.

Widmo i skład chemiczny Słońca

Rodzaje widma Widmo ciągłe Widmo absorbcyjne Widmo emisyjne

Na podstawie obserwacji linii widmowych można określić skład chemiczny fotosfery słonecznej: procentowa zawartość masy wodór H 67.2% hel He 31.3% tlen O 0.62% wegiel C 0.22% magnez Mg 0.13% Łącznie w widmie słonecznym odkryto linie absorbcyjne ok. 70 pierwiastków oraz pasma charakteryzujące najprostsze cząsteczki CH, CN, NH, OH i in. Jeden z najbardziej znanych pierwiastków – hel został odkryty najpierw w widmie Słońca (1868 r.), a dopiero potem stwierdzono jego obecność na Ziemi.

Skład chemiczny całego Słońca (na podstawie modelowania wnętrza Słońca) procent masy Słońca wodór H 76.4% hel He 21.8% tlen O 0.8% węgiel C 0.4% neon Ne 0.2% żelazo Fe 0.1% azot N 0.1% i inne

Promieniowanie i temperatura Słońca Miarą całkowitej energii emitowanej przez Słońce jest tzw. stała słoneczna. Jest to ilość energii promieniowania słonecznego padającego prostopadle na powierzchnię 1 cm 2 poza atmosferą Ziemi w ciągu jednej minuty: S = 1.95 cal/cm 2 /min = 1.36x10 3 J m -2 s -1 Znając średnią odległość Ziemia-Słońce oraz wartość stałej słonecznej można obliczyć ilość energii L a przepły- wającej w jednostce czasu przez powierzchnię kuli o promieniu 1 AU: L a = 4  a 2 S = 3.854x10 26 W = 3.854x10 33 erg s -1.

Jednocześnie ta sama ilość energii L w jednostce czasu opuszcza powierzchnię Słońca: L a = L, gdzie L jest mocą promieniowania Słońca. Znając promień Słońca, można obliczyć ile energii w ciągu jednej sekundy wysyła każdy metr kwadratowy powierzchni słonecznej:

Rozkład promieniowania w całym zakresie długości fal opisuje prawo promieniowania Plancka, zgodnie z którym zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego o temperaturze w skali bezwzględnej T wyraża się wzorem: gdzie — częstotliwość promieniowania, c — prędkość światła w próżni, k — stała Boltzmanna, h — stała Plancka (h = 6,626 ∙ 10 –34 J ∙ s). Prawo to sformułowane przy założeniu, że atom może emitować energię jedynie w określonych porcjach, zw. kwantami energii, stało się jedną z podstaw mechaniki kwantowej.

Prawo Wiena Z prawa Plancka wynika inne prawo noszące nazwę prawa Wiena. Głosi ono, że iloczyn długości fali max dla której natężenie promieniowania I T przyjmuje wartość największą i temperatury bezwzględnej T jest stały: gdzie b ma wartość , jeżeli wyraża się w cm.

Prawo Stefana-Boltzmanna Innym prawem wynikającym z prawa Plancka jest prawo Stefana-Boltzmanna głoszące, że całkowita energia promieniowania wysyłanego przez ciało doskonale czarne jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury bezwzględnej tego ciała: E =  T 4, gdzie  = 5.67x10 -8 Wm -2 K -4 jest stałą Stefana. Jeżeli jest znana całkowita energia E wysyłana przez gwiazdę, to temperatura wyznaczona z powyższego związku nosi nazwę temperatury efektywnej.

Stosując prawo Stefana-Boltzmana wyliczamy temperaturę efektywną Słońca: Zastosowanie prawa Wiena: max T = const. do widma słonecznego prowadzi do wyznaczenia temperatury Słońca, zwanej temperaturą Wiena. Wynosi ona ok K Inne sposoby wyznaczania temperatury: - temperatura barwna, wyznaczana ze stosunku natężeń w dwóch długościach fal - temperatura wzbudzenia, - temperatura jonizacji, - temperatura kinetyczna

Budowa Słońca

Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się głównie z wodoru i helu. Kula plazmy słonecznej utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej z jednej strony przez siły grawitacji, z drugiej zaś - przez rosnące z głębokością ciśnienie gazu, które równoważy coraz większy ciężar materii znajdującej się powyżej. Tylko zewnętrzne warstwy Słońca, tj. atmosfera, dostępne są bezpośrednim szczegółowym obserwacjom O budowie jego wnętrza oraz zachodzących tam procesach możemy wnioskować tylko pośrednio, gdyż z wyjątkiem przenikliwych neutrin żadne cząstki powstające w głębszych warstwach nie mogą ich opuścić w niezmienionej postaci.

W oparciu o rozważania teoretyczne, głównie teorię ewolucji gwiazd, konstruowane są matematyczne modele opisujące budowę Słońca oraz zmiany zachodzące w jego strukturze od momentu narodzin do dziś i dalej. Warunki panujące we wnętrzu wpływają na obraz warstw powierzchniowych, zatem porównanie cech modelowych powierzchni Słońca z obserwowanymi staje się testem poprawności modelu.

Modele Słońca konstruowane są w następujący sposób: - obserwacje pozwalają na określenie masy Słońca, wartości jego promienia, średniej gęstości, składu chemicznego, mocy promieniowania - uwzględniając znane prawa fizyki można opisać matematycznie warunki jakie panują wewnątrz Słońca, w szczególności zmiany ciśnienia, gęstości i temperatury w zależności od promienia, tworząc w ten sposób model Słońca - testowanie modelu polega na porównywaniu z możliwie wszystkimi dostępnymi obserwacjami

Równania budowy wewnętrznej: - równania określające budowę Słońca mają identyczną postać dla olbrzymiej większości gwiazd - podstawowym założeniem jest, że każda gwiazda stanowi kulę gazu doskonałego, do którego stosują się prawa gazowe - pomijamy tu pewne szczególne typy gwiazd jak białe karły czy gwiazdy neutronowe

Przyjmujemy następujące założenia upraszczające, dobrze spełnione dla większości gwiazd pojedynczych: - Słońce jest gwiazdą stacjonarną, czyli znajduje się w równowadze hydrostatycznej i termodynamicznej w wystarczająco długim okresie czasu, tj. nie zmienia się promień Słońca i moc promieniowania, a cała wyprodukowana wewnątrz energia jest wypromie- niowana przez warstwy zewnętrzne - Słońce ma symetrię sferyczną, gwiazda jest obiektem pojedynczym - materia we wnętrzu gwiazdy, w tym również w jej środku, ściśle spełnia prawa gazów doskonałych

Model Słońca r/R  r[km]T[K] 10 6  [kg m -3 ]M(r )/M  P[N m -2 ] x x x x x x x x x x x10 6

Heliosejsmologia – fale akustyczne Akustyczne fale stojące, przemierzające wnętrze Słońca, są przyczyną okresowo powtarzających się odkształceń jego powierzchni. Drgania o ściśle określonej częstości tworzą odkształcenia o prostym wzorze szachownicy, tak jak przedstawia to rysunek. Rzeczywiste odkształcenia powierzchni Słońca mają bardziej skomplikowaną postać, gdyż powstają w wyniku złożenia się fal różnej długości i częstości

Źródła energii słonecznej We wnętrzu Słońca temperatura wynosi ok.. 15 mln K, a ciśnienie ok. 3x10 16 Nm -2. W tych warunkach poszcze- gólne atomy mogą poruszać się z ogromnymi prędkościami - setki km/sek. Przy znacznej gęstości materii istnieje możliwość zderzeń pomiędzy jądrami atomów, prowa- dzących do reakcji termojądrowych.

Cykl protonowo-protonowy (p-p) W centrum Słońca najczęściej zachodzi cykl reakcji, w wyniku których z czterech protonów powstaje jądro helu. Nosi on nazwę cyklu protonowo-protonowego (p-p), a poszczególne jego etapy są następujące: I. Dwa protony zderzają się (prawdopodobieństwo 1 raz na 14 miliardów lat) w wyniku czego powstaje jądro ciężkiego wodoru (deuteru) składające się z protonu i jednego neutronu. Podczas tej reakcji następuje emisja pozytonu e +, który ulega anihilacji z jednym ze swobodnych elektronów oraz neutrina. Neutrino unosi pewną ilość energii kinetycznej.

Cykl protonowo-protonowy (p-p) II. Powstały deuter łączy się z jeszcze jednym protonem (prawdopodobieństwo bardzo duże - połą- czenie następuje w ciągu kilku sekund). Powstaje izotop helu przy czym emitowany jest kwant promieniowania gamma. III. Dwa izotopy helu łączą się, powstaje jądro helu które jest trwałe.

Cykl protonowo-protonowy (p-p)

Sumarycznie: Bilans masy w cyklu p-p: masa czterech protonów = x kg masa jądra helu = x kg masa dwóch pozytonów = x kg Deficyt masy = x kg Kosztem tego ubytku masy powstaje równoważna jej Energia zgodnie z równaniem Einsteina: E = mc 2

Cykl węglowo-azotowy (CNO) W tym cyklu również następuje synteza jąder helu z protonów, w tym przypadku jednak przy udziale węgla, azotu i tlenu jako katalizatorów: Cykl CNO przebiega w wyższych temperaturach w porównaniu z cyklem p-p.

Cykl p-p jest wydajniejszy w temperaturach rzędu 10’ 7 K, w wyższych temperaturach, powyżej 1.8x10 7 K, bardziej wydajny jest cykl CNO.

Neutrina słoneczne W trakcie reakcji termojądrowych we wnętrzu Słońca oprócz kwantów gamma powstają również neutrina. Strumień neutrin w bardzo niewielkim stopniu oddziałuje z materią. Dzięki temu powstałe w jądrze Słońca neutrina bez przeszkód docierają w pobliże Ziemi niosąc informacje o warunkach panujących we wnętrzu Słońca.

Neutrina słoneczne W jednym cyklu reakcji termojądrowych powstają 2 neutrina, przy czym zostaje wydzielona energia E = 4x J. Ponieważ moc promieniowania Słońca wynosi 3.82x10 26 W, zatem liczba reakcji termojądrowych następujących w Słońcu w ciągu jednej sekundy wynosi: w których powstaje N = 2x10 38 neutrin. Gęstość strumienia neutrin w pobliżu Ziemi wynosi:

Neutrina słoneczne

Transport energii wewnątrz Słońca Należy przyjąć założenie, że ilość energii produkowanej wewnątrz Słońca jest dokładnie równa ilości energii wypromieniowanej. Zatem nieprzerwanie następuje przepływ energii wewnątrz Słońca. Ogólnie możliwe są trzy sposoby transportu energii: - konwekcja, - promieniowanie, - przewodnictwo. W gwiazdach przewodnictwo nie odgrywa żadnej roli, gdyż współczynnik przewodnictwa gazów jest praktycznie równy zero.

Konwekcja - ruchy materii wzdłuż promienia Słońca - gaz o wyższej temperaturze unosi się ku górze, część swojego ciepła oddaje warstwom chłodniejszym i oziębiony spływa w kierunku środka Słońca, - odbywa się w zewnętrznych warstwach Słońca, od 0.8 do 1.0 promienia Słońca.

Promieniowanie - zanim promieniowanie wytworzone w jądrze Słońca dotrze do powierzchni ulega wielokrotnemu oddzia- ływaniu z materią zawartą w kolejnych warstwach wnętrza Słońca - pojedynczy kwant promieniowania potrzebuje ok lat do wydostania się ze środka Słońca na powierzchnię - w tym czasie stosunkowo niewielka liczba wysoko- energetycznych kwantów gamma przekształca się wskutek oddziaływań z materią w lawinę fotonów niskoenergetycznych

Atmosfera Słońca I. Fotosfera II. Chromosfera III. Korona słoneczna

Fotosfera Warstwa, w której powstaje widmo ciągłe, Najbardziej wewnętrzna część atmosfery słonecznej, Grubość fotosfery – kilkaset kilometrów, Temperatura fotosfery – 5000 – 6000K, Jedyne miejsce na Słońcu, gdzie znajduje się neutralny wodór, ale również jest tam sporo zjonizowanych atomów metali, co sprawia, iż jest wiele swobodnych elektronów.

Fotosfera Granulacja: powierzchnia Słońca ma subtelną strukturę przypominającą ziarnka ryżu które nazywane są granulami, a całe zjawisko jest nazywane granulacją. Rozmiary granul wynoszą około 1500 km, ich czas życia ok. 10 min.,a temperatura granul jest o 100 K wyższa od otoczenia. Granulacja jest efektem pionowych ruchów konwekcyjnych.

Chromosfera Rozciąga się do wysokości ok km, Jej najniższe warstwy przy fotosferze mają temperaturę rzędu 4300K, Temperatura chromosfery wzrasta z wysokością, osiągając w górnej części kilkanaście tysięcy kelwinów, a w warstwie przejściowej do korony milion kelwinów, Jasność chromosfery jest kilkaset razy mniejsza od jasności fotosfery,jej obserwacje są bardzo utrudnione: możliwe w trakcie całkowitych zaćmień Słońca, lub specjalnymi metodami

Korona słoneczna

Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery słonecznej, Widoczna w czasie całkowitego zaćmienia Słońca, Poza zaćmieniami można ją obserwować za pomocą koronografu, Kształt i wielkość korony zmieniają się wraz ze zmianami aktywności słonecznej, Temperatura korony: do dwóch milionów kelwinów, Korona składa się protonów i elektronów, tzw. plazmy, Materia z korony wypływa w postaci wiatru słonecznego

Aktywność słoneczna W atmosferze Słońca zachodzi wiele zjawisk, trwających od kilku minut do kilku miesięcy, które łącznie nazywamy aktywnością słoneczną. Najbardziej znanym przejawem aktywności są plamy słoneczne. Plamy mają kształt nieregularny i na ogół składają się z centralnej części zwanej jądrem plamy i otaczajacego jądro półcienia. Rozmiary plam są różne: od rozmiarów pojedynczych granul do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów.

Aktywność słoneczna Temperatura plam jest około 1500 K niższa od tempe- ratury fotosfery, stąd przez kontrast plamy wydają się ciemniejsze. Czas życia pojedynczej plamy wynosi od kilku do kilkudziesięciu godzin, ale niektóre z nich pozostają na powierzchni Słońca przez kilka miesięcy. Większość plam występuje w grupach zawierających od kilku do kilkudziesięciu pojedynczych plam.

Plamy a magnetyzm słoneczny Z plamami związane jest silne pole magnetyczne

Plamy a magnetyzm słoneczny

Cykliczność plam słonecznych Liczba Wolfa: W = k ( 10 g + f ), g – liczba grup plam, f – łączna liczba widocznych plam, k – współczynnik zależny od instrumentu obserwacyjnego

Inne formy aktywności słonecznej Pochodnie Nieco jaśniejsze od fotosfery obszary w sąsiedztwie plam. Szczególnie wyraźnie widoczne przy brzegu tarczy, co świadczy że występują w górnych warstwach fotosfery. Temperatura pochodni jest o 200 – 300 K wyższa od temperatury otaczającej je fotosfery. Pochodnie, podobnie jak i plamy, związane są z obecno- ścią silnych pól magnetycznych, które wpływaja na ruchy materii w rejonie tworzenia się plam.

Inne formy aktywności słonecznej Pochodnie Nieco jaśniejsze od fotosfery obszary w sąsiedztwie plam. Szczególnie wyraźnie widoczne przy brzegu tarczy, co świadczy że występują w górnych warstwach fotosfery. Temperatura pochodni jest o 200 – 300 K wyższa od temperatury otaczającej je fotosfery. Pochodnie, podobnie jak i plamy, związane są z obecno- ścią silnych pól magnetycznych, które wpływaja na ruchy materii w rejonie tworzenia się plam.

Inne formy aktywności słonecznej Protuberancje Z obecnością pól magnetycznych w chromosferze i koronie Słońca związane są także protuberancje. Są one plazmą „mrożoną” w system chromosferycznych i koronalnych pól magnetycznych. Mają postać pionowo sterczących kurtyn o strukturze włóknistej. Ich przeciętne rozmiary: długość – km, wysokość km, grubość – 6000 km. Czas życia: od kilku tygodni do roku.

Inne formy aktywności słonecznej Wybuchy i burze radiowe Aktywność słoneczna szczególnie dobitnie zaznacza się w promieniowaniu radiowym. Promieniowanie radiowe o charakterze wybuchowym zachodzi w okresach wysokiej aktywności Słońca. Cechuje się ono gwałtownym wzrostem natężenia przede wszystkim w zakresie fal metrowych i decymetrowych. Wybuchy sa krótkotrwałe, rzędu sekund, ale obserwuje się też wybuchy trwające kilka godzin.