Słońce

Slonce jest nasza najblizsza gwiazda. Nalezy do przecietnych gwiazd typu widmowego G2V. Masa Slonca jest rowna 1,989x10do potegi 39 kg, srednica 1 391 960 km. W porownaniu z Ziemia jest ono 335 000 razy bardziej masywne i ma 109 razy wieksza srednice. Przyspiszenie grawitacyjne na powierzchni Slonca wynosi 274,96 m/sekunde do kwadratu, predkosc ucieczki 618,67 km/s. W porownaniu z Ziemia wartosci te sa odpowiednio 28,1 i 55,4 razy wieksze. Slonce jest wlasciweie olbrzymia obracajaca sie kula gazowa, przy szym przecietna gestosc jego materii wynosi 1,410g na cm szeccienny. Zatem tylko niewiele wiecej niz gestosc wody(1g na cm szesc.). temperatura we wnetrzu Slonca siega 19x10 do 6 potegi K., a gestosc 130g na cm szesc. Tak duza gestosc w centrum Slonca powstaje na skutek olbrzymiego cisnienia gornych warstw slonecznych, wynoszacego 4x10 do 10 potegi MPa( okolo 400 miliardow atmosfer). Gestosc w miare oddalania sie od Slonca spada i przy powierzchni wynosi tylko 0,001 g na cm szesc. Materia z ktorej zbudowane est Slonce mimo olbrzymiego cisnienia wszedzie zachowuje wlasciwosci gazu. Slonce sklada sie w 70% z wodoru i 28% z helu, a okolo 2% to pozostale pierwiastki. Powierzchniowe warstwy Slonca nie obracaja sie jak cialo sztywne. Na rowniku slonecznympredkosc rotacji jest najwieksza, na biegunach najmniejsza. Okres obrotu zmienia sie od 25,38 dnia na rowniku az do 35 dni w poblizu biegunow. Klasyfikacja: Gwiazda (typ G2 V) Średnica równikowa: 1.392.000 km Średnica południkowa: 1.392.000 km Temperatura max: 6.000 °C Temperatura min.: 3.870 °C Temperatura jądra: 15 mln °C Masa (Ziemia=1): 332.950 Gęstość (Woda=1): 1,41 Okres obrotu: W przybliżeniu 27 dni Przyśpieszenie grawitacyjne: 273 m/s2 Szybkość ucieczki: 620 km/s Wedlug naszej wspolczesnej wiedzy o wewnetrznej budowie gwiazd, Slonce przedstawia sie jako gigantyczny nuklearny kociol, w ktorym wodur przemienia sie w hel. Pezy tej przemianie pierwiastkow uwalniaja sie olbrzymie ilosci energii. Z 1g wodoru powstaje nie tylko hel, ale ponad 10 do 12 potegi J energii. W ciagu kazdej sekundy 4 miliony ton wodoru przemieniaja sie w Sloncu w hel. Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Slonce traci 0,1% swojej masy w ciagu 16 miliardow lat. Zrodlo energii promienistej Slonca, przemiana wodoru w hel, produkuje ta energie juz 5 miliardow lat i bedzie ja produkowac jeszcze przynajmniej drugie tyle, dopuki nie wyczerpia sie wszystkie zapasy wodoru w tych rejonach Slonca, gdzie panuje wystarczajaco wysoka temperatura do podtrzymania reakcji termojadrowych. Kazdy metr kwadratowy powierzchni Slonca wypromieniowuje w ciagu sekundy w przestrzen 62,86x10 do 6 potegi J energii, cala powierzchnia Slonca 3,826x10 do 26 poregi J energii. Z tego do Ziemii dociera w kazdej sekundzie 2x10 do 17 potegi J, co odpowiada 200x10 do 12 potegi kW. Prawie polowa dochodzacej energii ulega odbiciu, rozproszeniu i pochlonieciu w atmosferze ziemskiej. Swiatlo sloneczne jest biale, z widmem skladajacym sie z barw od czerwonej przez pomaranczowa, zolta, zielona, niebieska az do fioletowej. Rozszczepione na poszczegolne skladniki barwne mozemy obserwowac w przyrodzie jako tecze. Slonce, oprocz promieniowania elektromagnetycznego, w ktorym nie brakuje promieniowania radiowego, rentgenowskiego i promieniowania gamma, jest rowniez zrodlem promieniowania korpuskularnego, znanego pod nazwa wiatru slonecznego. Czastki, elektrony i jony atomow, z ktorych sie sklada promieniowanie korpuskularne, wybiegaja ze Slonca z predkoscia od 1000 do 3000 km/s. W okolicy Ziemi gestosc wiatru slonecznego przy przecietnej aktywnosci Slonca wynosi 10-100 czasteczek w 1cm szesc. Przy wtargnieciu w atmosfere ziemska czastki powoduja zorze polarna i zmiany ziemskiego pola magnetycznego. Z teorii budowy wewnetrznej gwiazd wynika, ze okolo 5% produkowanej przez Slonce energii promienistej powinno przypadac na neutrina, jednak na Ziemi obserwuje sie trzykrotnie mniej neutrin, niz wynika to z teorii budowy wnetrza Slonca. Przewazajaca czesc Slonca jest nie dostepna dla pbserwacji bezposrednich. Obseerwowane promieniowanie dochodzi do nas tylko z gornych warstw powierzchni, zwanych atmosfera sloneczna. Masa atmosfery stanowi zalledwie jedna dziesieciomiliardowa czesc calej masy Slonca. Najnizsza warstwa atmosfery slonecznej, w ktorej powstaje obserwowane widmo ciagle i liniowe, nazywamy fotosfera. Grubosc fotosfery nie przekracza 200 do 300km. Powierzchnie fotosfery obserwujemy jako tarcze sloneczna, swiecaca bialym spojnym swiatlem. tarcza sloneczna jest jasniejsza w srodku niz przy brzegu, tam patrzymy bowiem na chlodniejsze, gorne warstwy atmosfery, podczas gdy w srodku siegamy do glebszych cieplejszych warstw. Przecietna temperatura fotosfery wynosi 5785 K. Cecha charakterystyczna fotosfery jest jej ziarnistosc, czyli granulacja. Pojedyncze granule, maja srednice od 200 do 1800 km, najczesciej okolo 700km. Pomiedzy granulami znajduja sie ciemniejsze miejsca. Granule sa gornymi czesciami wystepujacych pradow lonwektywnych materii w fotosferze i maja temperature srednio o 200 K wyzsza niz fotosfera. Jasnosc granul jest okolo 30% wieksza niz jasnosc ciemnych obszarow miedzy nimi, a ich czas istnienia nie przekracza kilku minut. Fotosfera jest wiec w ciaglym ruchu; dzieki pradom konwektywnym materia z jej cieplejszych obszarow wyplywa na powierzchnie Slonca, a promieniowanie powierzchni slonecznej jest rozlozone rownomiernie. Granule mozna obserwowac jedynie przy pomocy teleskopu. Na powierzchni Slonca wystepuja rowniez plamy. Sa to obszary fotosfery o temperaturze nizszej niz otoczenie. W dobrze rozwinietej plamie dostrzezemy ciemniejszy cien(umbra), bedacy jak gdyby jadrem plamy, o temperaturze od okolo 4300 do 4700 K. Cien jest otoczony jasniejszymi polocieniami(penumbra). Plamy powstaja na obszarach silnych pol magnetycznych, o indukcji siegajacej kilkuset militesli. najmniejsze maja srednice okolo 100km, najwieksze az 90 000km. Czas istnienia plamy zalezy od jej wielkosci: najmniejsze trwaja kilka godzin, najwieksze nawet kilka miesiecy. Plamy sa charakterystyczne dla tzw. aktywnych rejonow na Sloncu i scisle wiaza sie z aktywnoscia sloneczna, zmieniajaca sie w przyblizeniu w cyklu 11 letnim(rok 2001 to maximum aktywnosci). Warstwe atmosfery slonecznej polozona nad fotosfera nazywamy chromosfera. Mozna ja obserwowac jedynie w ciagu kilku sekund calkowitego zaciemnienia Slonca. Gestosc chromosfery jest bardzo mala, dlatego jej swieceni zanika wobec swiecenia calej tarczy slonecznej. Poza zaciemnieniami, chromosfere mozemy obserwowac jedynie spektrohelioskopem lub oslugujac sie filtrem monochromatycznym w linii "H alfa" wodoru albo liniach H i K wapnia. Chromosfer siega od 12 000 do 14 000 km nad fotosfere. Ma zabarwienie jasno czerwone. Temperatura chromosfery powoli sie podnosci az do wysokosci 3000 km, gdzie wynosi 6000 K. Dalej szybko wzrasta do wartosci rzedu 100 000 K. Nad plamami obserwujemy w chromosferze pola flokul, a w nich od czasu do czasu gwaltowne pojasnienia, tzw. rozblyski chromosferyczne. Trwaja one od kilku do kilkudziesieciu minut i sa silnymi zrodlami promieniowania rentgenowskiego i koropuskularnrgo. Poprzez chromosfere przechodza bardzo liczne strumienie wznoszach sie gazow, ktorych predkosc osiaga 20 km/s. Nazywamy je bryzgami chromosferycznymi (spikulmi). Ostatnia najwyzsza warstwe atmosfery slonecznej tworzy korona, ktora mozemy obserwowac jedynie w czasie calkowitych zaciemnien Slonca lu tez za pomoca tzw. koronografow. Metalowoniebieskie, chlodne swiatlo korony powstaje w skutek rozproszenia swiatla fotosfery na swobodnych elektronach i czastkach puylu materii miedzyplanetarnej. Korona zaczyna sie nad chromosfera i ciagnie sie daleko w przestrzen miedzyplanetarna. Niekturzy astronomowie przypuszczaja , ze siega ona nawet poza orbite Ziemi. Gestosc koroy jest niezwykle mala a jej temperatura wynosi ok 1000 000 K. Korona jest gestsza i ma wyzsza temperature nad obszarami aktywnymi. Podczas 11-letniego cyklu slonecnego zmienia swoj ksztalt, wielkosc i intensywnosc swiecenia. Najwieksza jest w maksimum aktywnosci slonecznej. Protuberancje- to olbrzymie masy wyrzucanego z powierzchni Slonca gazu, z predkoscia dziesiatek lub setek kilometrow. Niektore z nich maja wysokosc miliona kilometrow. Gdy predkosc prootuberancji jest wieksz niz predkosc ucieczki - 618,7km/s, wyrzucana materia ucieka w przestrzen miedzyplanetrna. Wraz ze wzrostem wyskosci protuberancja ochladza sie i rozplywa. Jej temperatura wynosi od tysiaca do kilku tysiecy kelwinow.

  PRZEJDŹ NA FORUM