SŁOŃCE

CO TO JEST SŁOŃCE? Słońce – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

Słońce leży w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysięcy lat świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od płaszczyzny równika Galaktyki. Okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością 220 km/s w czasie 226 milionów lat, co daje ponad 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii gwiazdy. Od Słońca dzieli nas około 150 mln km.

BUDOWA Słońce jest kulą zjonizowanego gazu o masie około 2×1030 kg, z czego 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji z jednej strony i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu, które równoważy ciężar materii znajdującej się powyżej.

JĄDRO Jest to kula o promieniu 0,25 R (0,25 promienia Słońca). Na podstawie tzw. modelu standardowego oszacowano, że zawartość wodoru w jądrze wynosi dziś ok. 40%. W jądrze powstaje 95% całej energii produkowanej przez Słońce. Pozostałe 5% powstaje w warstwach znajdujących się bezpośrednio nad jądrem, gdyż tempo reakcji jądrowych maleje wraz ze zmniejszającą się temperaturą.

OTOCZKA Ponad jądrem znajduje się warstwa promienista, której temperatura jest zbyt niska by wydajnie zachodziły w niej reakcje termojądrowe. Materia jest tu już chemicznie jednorodna. Energia wyprodukowana w jądrze jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni. Głębiej, przy temperaturze wyższej od 2 mln K, materia jest całkowicie zjonizowana i przezroczysta dla promieniowania, a transport energii zachodzi tak samo jak w jądrze przez dyfuzję promieniowania.

WODA NA SŁOŃCU? TAK! Na Słońcu istnieją twory zwane plamami słonecznymi. Ich temperatura jest niższa nawet o 1000 K od temperatury fotosfery (raczej temperatura sięga tam do 4700 °C). Ciekawy jest też fakt, iż gdybyśmy stanęli pośrodku plamy słonecznej, okazałoby się, że jest ona nieco wklęsła. W obszarze plamy występują nienasycone związki takie jak TiO, CO, NO oraz HO grupy hydroksylowej, która przyłączając kolejny atom wodoru staje się H2O. Woda na Słońcu istnieje w postaci molekularnej, niemniej jest to najprawdziwsza woda.

EWOLUCJA SŁOŃCA Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się obłoku międzygwiazdowego, Słońce rozpoczęło pobyt na ciągu głównym (zob. Diagram H-R). Przez 4,6 miliarda lat Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko 40%.

Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma, po czym odrzuci zewnętrzne warstwy, przeistaczając się w białego karła. Przez wiele miliardów lat będzie stygł, aż stanie się czarnym karłem (wszechświat jest jeszcze za młody, by istniały takie obiekty).

Całkowite zaćmienie Słońca we Francji w 1999

Częściowe zaćmienie Słońca w Polsce 29 marca 2006

ZAĆMIENIE CZĘŚCIOWE Zaćmienie częściowe - występuje, gdy obserwator nie znajduje się wystarczająco blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc, by znaleźć się całkowicie w cieniu Księżyca, lecz na tyle blisko, że znajduje się w półcieniu.

ZAĆMIENIE CAŁKOWITE Zaćmienie całkowite - występuje, gdy obserwator znajduje się w cieniu Księżyca. W takim przypadku widoczna staje się korona słoneczna. Jest to możliwe dzięki temu, że obserwowane rozmiary kątowe Księżyca są tylko nieznacznie większe od rozmiarów kątowych Słońca i w przypadku zaćmienia całkowitego, Księżyc przysłania całkowicie powierzchnię Słońca, ale nie przysłania korony słonecznej.

WIATR SŁONECZNY Strumień cząstek wypływających ze Słońca, składających się przede wszystkim z protonów i elektronów o dużej energii (rzędu 500 keV na cząstkę). Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Ruch cząstek deformuje pole magnetyczne Słońca i galaktyki oraz wiatr galaktyczny w wyniku czego nie ma on symetrii sferycznej (przestrzeń "wypełniona" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Jednocześnie pole magnetyczne Słońca spowalnia wiatr słoneczny, zmniejszając prędkość wiatru a tym samym ograniczając jego zasięg.

KORONA SŁONECZNA Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca.