Słońce nasza najbliższa gwiazda

Podstawowe Informacje

Klasyfikacja:Gwiazda(typG2V)
Średnicarównikowa: 1.392.000km
Średnicapołudnikowa: 1.392.000km
Temperaturamax: 6.000C
Temperaturamin.: 3.870C
Temperaturajądra: 15mlnC
Masa(Ziemia=1): 332.950
Gęstość(Woda=1): 1,41
Okresobrotu: Wprzybliżeniu27dni
Przyśpieszeniegrawitacyjne: 273m/s2
Szybkość ucieczki: 620 km/s



SŁOŃCE to gwiazda ciągu głównego, której wiek wynosi 5 miliardów lat. Jest ono kulą gazów – głównie wodoru i helu – o średnicy około 1,4 miliona km. Jego masa przewyższa 750 razy łączną masę planet i jest 7 razy większa niż masa przeciętnej gwiazdy. Reakcje syntezy termojądrowej, zachodzące w jądrze Słońca, przekształcają masę w promieniowanie elektromagnetyczne, które jest emitowane na zewnątrz. Dzięki temu Słońce oświetla i ogrzewa ciała Układu Słonecznego, utrzymywane na orbitach siłą jego grawitacji.

Struktura Powierzchniowa

Struktura Wewnętrzna

Energia Słoneczna

JĄDRO Słońca stanowi „piec” termojądrowy, w którym panuje temperatura 15 mln oC, a gęstość przekracza 160 razy gęstość wody. W tak ekstremalnych warunkach jądra wodoru łączą się w jądra helu. Podczas tej reakcji 0,7 % masy wodoru ulega przemianie w energię. Z 600 milionów ton wodoru, które biorą udział w syntezie w ciągu każdej sekundy, 4 miliony ton zostaje przetworzone na energię. „Paliwa” wodorowego na Słońcu wystarczy jeszcze na 5 miliardów lat.


Wiatr słoneczny
KORONA (zewnętrzna atmosfera) Słońca zawiera cząsteczki o energii wystarczająco wysokiej, by przezwyciężyć grawitację Słońca. Cząsteczki poruszają się po torach spiralnych wzdłuż linii pola magnetycznego



Plamy i cykle słoneczne
W WYNIKU obrotu Słońca powstaje pole magnetyczne. Obszary równikowe obracają się szybciej niż biegunowe, przez co linie pola magnetycznego wewnątrz Słońca ulegają skręceniu. Jeśli przebiją się przez powierzchnię, powodują przejawy aktywności słonecznej, takie jak plamy, rozbłyski i protuberancje. Aktywność ta, zwłaszcza plamy słoneczne, wykazuje 11-letni cykl zmienności.
Chłodniejsze miejsca
Plamy słoneczne wywołuje pole magnetyczne, które nie pozwala, by gorąca materia wydostała się w danym miejscu z wnętrza gwiazdy.

Zjawiska Pogodowe
W atmosferze Słońca występują krótkotrwałe zaburzenia, stanowiące słoneczny odpowiednik zjawisk pogodowych. Co pewien czas pojawiają się na Słońcu względnie chłodne, ciemne obszary zwane plamami, jak również obszary względnie gorące, tak zwane pochodnie, utrzymujące się tygodniami, a nawet miesiącami. Z kolei czas życia gwałtownych wybuchów, zwanych rozbłyskami słonecznymi, mierzy się w minutach i godzinach. Zjawiska te wywołuje pole magnetyczne Słońca; niektóre z nich powodują zaburzenia w górnej atmosferze Ziemi. Gdy aktywność słoneczna jest minimalna mówimy, że Słońce jest „spokojne”.

Powierzchnia Słońca
Zbudowane z materii w stanie gazowym Słońce, nie ma ostrej granicy, jednak z Ziemi dostrzegalny jest dość wyraźny brzeg. Dzieje się tak, ponieważ większość emitowanego przez Słońce światła pochodzi z warstwy o grubości zaledwie kilkuset kilometrów, nazywanej fotosferą, którą przyjmuje się za powierzchnię Słońca. Powyżej fotosfery znajdują się chromosfera i korona słoneczna, które razem uważane są za atmosferę Słońca.






Protuberancje i rozbłyski

OKOLICE plam słonecznych są miejscem gwałtownej aktywności słonecznej. Rozbłyski słoneczne powstają w wyniku nagłego wyzwolenia nagromadzonej energii pola magnetycznego i mogą trwać wiele godzin. Protuberancje to wyrzuty rozżarzonego gazu, sięgające niekiedy setek tysięcy kilometrów. Pole magnetyczne Słońca może utrzymywać zapętlone protuberancje przez wiele tygodni.
Śmierć Słońca

Śmierć Słońca
W CIĄGU około 5 miliardów lat większość wodoru w jądrze Słońca przemieni się w hel. Pod wpływem własnego ciężaru jądro zacznie się zapadać, co spowoduje wzrost ciśnienia i temperatury w jego wnętrzu, a następnie „zapłon” wodoru w warstwie otaczającej jądro. Przypływ nowej energii doprowadzi do rozdęcia warstw zewnętrznych Słońca, zmieniając je w czerwonego olbrzyma. Warstwy zewnętrzne zostaną wówczas odrzucone w przestrzeń, tworząc mgławicę planetarną. Jądro pozostanie jako świecąca słabo gwiazda - biały karzeł.


Pojęcia
Gwiazdy ciągu głównego to gwiazdy, w których źródłem energii jest przemiana wodoru w hel w reakcjach syntezy termojądrowej. Ciąg główny jest najdłuższym z obserwowanych etapów ewolucji gwiazdowej; w tym stadium znajduje się około 90% znanych gwiazd. Po wyczerpaniu się wodoru gwiazda ciągu głównego przekształca się w czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma.

Masa jest miarą oporu, jaki stawia ciało, gdy próbujemy zmienić jego ruch, lub miarą ilości materii zawartej w danym ciele. Jest ona często mylona z ciężarem, czyli siłą, działającą na ciało w polu grawitacyjnym.

Reakcje jądrowe są procesami, w których jądra jednego pierwiastka przemieniają się w jądra innego pierwiastka, przy czym wyzwala się energia. Mamy dwa rodzaje reakcji jądrowych: reakcje rozszczepienia, w których jądra ulegają rozpadowi na jądra lżejszych pierwiastków, i reakcje syntezy (termojądrowe), w których jądra lżejszych pierwiastków łączą się w jądra cięższe.

Promieniowanie elektromagnetyczne to jedna z form energii, zdolna rozchodzić się w przestrzeni i w niektórych substancjach. Pełny zakres widma elektromagnetycznego obejmuje fale radiowe (największa długość fali), mikrofale, podczerwień (promieniowanie cieplne), światło widzialne, ultrafiolet, promieniowanie rentgenowskie i gamma (najmniejsza długość fali).

Grawitacją nazywamy siłę wzajemnego przyciągania, działającą pomiędzy wszystkimi ciałami we Wszechświecie. Wielkość tego przyciągania zależy od odległości i masy ciał (im większa masa, tym większe przyciąganie).

Jądro atomu
Dodatnio naładowany obiekt o dużej gęstości wewnątrz atomu nazywamy jego jądrem. Składa się ono z dodatnich protonów i obojętnych elektrycznie neutronów (z wyjątkiem wodoru, którego jądro stanowi pojedynczy proton). Krążą wokół niego ujemnie naładowane elektrony. Liczba protonów w jądrze określa, do jakiego pierwiastka chemicznego przynależy dany atom.

Pole
magnetyczne
Pole magnetyczne powstaje podczas poruszania się cząstek obdarzonych ładunkiem elektrycznym, na przykład w wyniku obrotu planet lub gwiazd. Wytwarza ono siłę działającą na inne poruszające się w nim cząstki naładowane.

Promieniowanie kosmiczne
Promieniowanie kosmiczne składa się z cząstek o bardzo wysokiej energii, przemierzających przestrzeń kosmiczną z prędkością bliską prędkości światła. Emitowane jest m.in. przez galaktyki aktywne, supernowe, pulsary i Słońce.


Równik
Równikiem danego ciała niebieskiego nazywamy wyimaginowany okrąg na jego powierzchni, leżący w płaszczyźnie przechodzącej przez środek tego ciała i prostopadłej do osi jego obrotu.

Plamy słoneczne
Plamy słoneczne są chłodniejszymi obszarami na widzialnej powierzchni Słońca, czyli fotosferze. Obniżenie temperatury jest wynikiem koncentracji pola magnetycznego Słońca w rejonie plamy. Jakkolwiek plamy słoneczne poza Słońcem byłyby jasno świecącymi obiektami, wyglądają na ciemne poprzez kontrast z jaśniejszym, bardziej gorącym otoczeniem.

Fotosfera Fotosferą nazywamy widoczną powierzchnię gwiazdy, emitującą promieniowanie elektromagnetyczne w formie światła widzialnego. Fotosfera Słońca stanowi warstwę gazową o grubości około 500 km, w której występują plamy i rozbłyski słoneczne.

Strefa konwektywna
Strefą konwektywną nazywamy warstwę leżącą bezpośrednio pod fotosferą, tj. widoczną powierzchnią Słońca lub innej gwiazdy. Przepływ energii w tym obszarze dokonuje się poprzez konwekcję – gorące gazy unoszą się ku górze, oddają energię w postaci ciepła, światła itp. i po ochłodzeniu opadają ponownie w dół.

Strefa promienista
Strefą promienistą Słońca lub innej gwiazdy nazywamy warstwę otaczającą jądro. Fotony – kwanty promieniowania elektromagnetycznego – powoli przemieszczają się w niej na zewnątrz w procesie polegającym na nieustannym pochłanianiu i ponownym wypromieniowaniu fotonów przez cząsteczki gazu. Od zewnątrz strefę promienistą otacza strefa konwektywna.

Czerwone olbrzymy
Czerwone olbrzymy to gwiazdy o względnie niewielkiej masie, znajdujące się na późnych etapach ewolucji. Gwiazda ciągu głównego przekształca się w czerwonego olbrzyma, gdy wyczerpią się zasoby wodoru, stanowiącego paliwo dla reakcji jądrowych w jądrze. Stając się czerwonym olbrzymem, gwiazda gwałtownie ekspanduje, zmieniając barwę z żółtej na czerwoną z powodu znacznego spadku temperatury powierzchniowej.

Mgławica planetarna
Mgławica planetarna to ekspandująca otoczka gazowa, odrzucona przez gwiazdę, znajdującą się w końcowych stadiach swej ewolucji. W niewielkim teleskopie gwiazda przypomina wtedy planetę. Ekspansja gazu trwa około 35 000 lat, zanim rozrzedzi się on na tyle, że przestanie być widoczny. Mgławice planetarne mogą mieć na przykład formę pierścienia, bąbla lub klepsydry.

Biały karzeł
Białym karłem nazywamy jądro pozostałe z gwiazdy o stosunkowo niskiej masie, której zewnętrzne warstwy zostały odrzucone pod koniec jej cyklu ewolucyjnego. Do tego czasu reakcje syntezy w jądrze całkowicie zanikają, zapada się ono w sobie, stając się niezwykle gęste. Jego blask stopniowo słabnie – biały karzeł przekształca się w zimnego, nieaktywnego, czarnego karła.