Słońce najbli szą nam gwiazdą.
Transkrypt
Słońce najbli szą nam gwiazdą.
Słońce najbliższą nam gwiazdą. Słońce jest gwiazdą typu G2 położoną najbliżej naszej planety, jest tylko zwyczajną gwiazdą, jedną z ok. 100 miliardów w naszej galaktyce, ale to właśnie ta jedyna obdarza nas ciepłem, światłem, a tak na prawdę po prostu życiem. Obraz Słońca. http://dracul.kill.pl/~bielu/astronomia/slonce/frame.htm Ta najbliższa nas gwiazda, która jest jednocześnie największym obiektem w Układzie Słonecznym znajduje się od nas w odległości ok.150 mln km. Nie dużo, jak na skalę kosmosu, ale przebycie takiej drogi samochodem zajęłoby blisko 200 lat. Dla sądy kosmicznej to kwestia kilku miesięcy, natomiast dla światła, poruszającego się z możliwie największą szybkością ok. 300 tys. km/s to droga na 8 min i 26 sekund. Dla porównania podam, iż druga, co do odległości gwiazda po Słońcu - Proxima Centauri jest oddalona od Ziemi ponad 250 tys razy dalej niż nasze Słońce. Może dlatego Słońce zasługuje na miano „wielkiego przedmiotu badań”. Wiemy już o nim całkiem sporo i nadal chcemy poznawać je bliżej, co całkowicie uzasadnia fakt, że każda nawet najmniejsza zmiana emisji energii ze Słońca może spowodować ogromne zmiany klimatyczne na Ziemi. Przyjrzyjmy się, zatem bliżej tej gwieździe od strony czysto fizycznej. Słońce to gorąca kula gazu głównie wodoru - 70 % i helu – 28%, pozostałe to węgiel, żelazo azot i tlen. Na skutek reakcji termojądrowych zachodzących w Słońcu gdzie w ciągu 1 s ok.7· 1011 kg 1 wodoru zamienia się w hel, Słońce wypromieniowuje ogromne ilości energii, wiec i ciepła, które dociera także do Ziemi. Masa Słońca równa 2· 1030 kg , stanowi aż 99,8% całkowitej masy Układu Słonecznego. Średnia gęstość Słońca to 1,4· 103 kg/m3, zaś jago średnica wynosi blisko 1,4 mln km, to ok. 109 razy więcej od średnicy Ziemi. Takie rozmiary dają objętość ponad milion razy większą od objętości Ziemi. Zobaczmy, więc jak wygląda budowa naszej najbliższej gwiazdy. Pierwszą od wewnątrz warstwą Słońca jest jądro, to tam panuje olbrzymia temperatura sięgająca 15 mln K i wysokie ciśnienie umożliwiające inicjację reakcji termojądrowych. Takie warunki pozwalają na wypromieniowywanie ciepła w postaci kwantów γ. Te przechodzą dalej do warstwy promienistej sięgającej 70% promienia Słońca zaczynając pomiar od środka jądra. Tam w wyniku strat energii kwantów na skutek szeregu ich emisji i absorpcji, a także efektu Comptona, polegającego głównie na ich rozpraszaniu, temperatura znacznie się obniża. Budowa Słońca http://dracul.kill.pl/~bielu/astronomia/slonce/frame.htm Powyżej warstwy promienistej na głębokości ok. 71,3% promienia Słońca, mierząc znów od środka jądra temperatura jest na tyle niska, że w transporcie energii dominuje już konwekcja, dlatego jej nazwa to strefa konwekcyjna, w której panuje temperatura rzędu 2mln K. Na jej powierzchni obserwowany jest gwałtowny spadek gęstości plazmy słonecznej. 2 Wewnętrzną warstwą atmosfery Słonecznej jest fotosfera sięgająca kilkaset km. Temperatura, jaka tam panuje sięga 5800 K, jest ona 10 mln razy rzadsza od próżni, jaką udało się uzyskać w laboratorium. Nad fotosferą rozciąga się chromosfera o grubości 2500 tys km. Gęstość nadal maleje, ale wraz z oddalaniem się od jądra wzrasta temperatura dochodząca już do 1mln K. Najbardziej zewnętrzną warstwą Słońca jest korona słoneczna rozciągająca się na wysokości sięgającej nawet 3 krotnej długości promienia Słońca. Można ją z powodzeniem obserwować podczas zaćmienia Słońca. Jej gęstość jest bardzo mała ok. 10-12 kg/m3. Bardzo zaskakujące jest to, iż temperatura w wyższych warstwach korony jest porównywalna z temperaturą jądra, a przecież odległość od miejsca, w którym zachodzą reakcje termojądrowe jest stosunkowo wielka. Na powierzchni Słońca można obserwować plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii zwane protuberancjami. Co widać na zdjęciu. Plamy i protuberancje na Słońcu. http://dracul.kill.pl/~bielu/astronomia/slonce/frame.htm Z zewnętrznych warstw korony słonecznej ciągle wypływa w przestrzeń międzyplanetarną materia w postaci tzw. wiatru słonecznego. Dotarcie do Ziemi zabiera tym cząstkom około 10 dni.. Sonda Voyager rejestrowała ten wiatr nawet za orbitą Plutona. Wiatr słoneczny odpowiedzialny jest za wydmuchiwanie z komet warkoczy. W okolicach Ziemi ma on prędkość ok. 400 km/s, choć ostatnie dane z pojazdu kosmicznego Ulysses pokazują, iż w trakcie minimalnego cyklu słonecznego wiatr słoneczny emitowany przez regiony polarne przepływa z dwukrotną prędkością równą 750 km/s, niż w trakcie dłuższych cykli. 3 Jak już wspomniałem powierzchnia Słońca pokryta jest ciemnymi plamami, których średnica może osiągać nawet 10000 km. Ilość tych plam zmienia się w ciągu jedenastoletniego cyklu. Plamy te wypromieniowują więcej energii niż inne części Słońca, ich aktywność jest większa, więc posiadają ciemną barwę. Temperatura plam jest średnio o 2000 K niższa niż temperatura pozostałej powierzchni Słońca. Te aktywne strefy są częstym miejscem występowania gwałtownych zjawisk erupcyjnych. W wyniku takich eksplozji w przestrzeń kosmiczną są wyrzucane ogromne ilości gazu z niesamowitą prędkością 1000 km/s. Szacuje się, że przez taką utratę gazu Słońce traci jedną miliardową cześć swojej masy na 100 tys lat, oznacza to, że co sekundę Słońce przetwarza około 600 mln ton wodoru na około 400 mln ton helu. Porównując to z masą Słońca, możemy zadać pytanie - Na jak długo starczy jeszcze paliwa? Oczywiście nic nie jest wieczne, więc i Słońca nie będzie żyć wiecznie, traci przecież energię w postaci światła, ciepła i wiatru słonecznego. Ma jednak przed sobą jeszcze dość długi żywot. Obecnie jest w średnim wieku. Przez około 5 mld lat zużyło połowę wodorowego paliwa. Przez następne 5 mld lat będzie stale przemieniać wodór, a jego temperatura i rozmiar stopniowo będą rosły. Gdy zużyje się cały wodór w środku, Słońce będzie trzy razy większe niż dzisiaj. Zewnętrzne warstwy gorącej atmosfery rozpościerać się będą prawie do orbity Merkurego. Na Ziemi zostaną wygotowane oceany, a skały przemienią się w roztopioną lawę. Na naszym globie nie pozostanie już nic żywego. Głęboko w Słońcu atomy helu zaczną przemieniać się w węgiel i pierwiastki cięższe, aż w końcu zużyty zostanie cały zapas atomowego paliwa, dlatego według obliczeń za około 5 miliardów lat większość wodoru w jądrze Słońca zamieni się w hel, wtedy jądro pod wpływem własnego ciężaru zacznie się zapadać. Wodór otaczający jądro zapali się a energia temu towarzysząca spowoduje powiększenie rozmiaru Słońca, które zmieni się w czerwonego olbrzyma. Swoją objętością będzie mógł pochłonąć Merkury i Wenus, jeśli Ziemia uniknie pochłonięcia, to i tak wysoka temperatura zniszczy cywilizację. Po jakimś czasie warstwy zewnętrzne zostaną odrzucone w przestrzeń a pozostanie samo jądro, słabo świecące jako biały karzeł będzie widoczne na niebie jeszcze przez kilka milionów lat stopniowo dogasając. Opracowanie mgr Grzegorz Kwaśnicki 4