Grawitacja i elementy kosmologii
Transkrypt
Grawitacja i elementy kosmologii
Grawitacja i elementy kosmologii Temperatura wewnątrz Słońca wynosi około 15 milionów stopni, a ciśnienie jest około miliard razy większe od ciśnienia atmosferycznego na Ziemi. Wyzwolona energia z jądra Słońca przenoszona jest przez promieniowanie i konwekcję na jego powierzchnię. Gorące gazy, w formie olbrzymich bąbli unoszą się na powierzchnię i oddają energię cieplną zewnętrznym warstwom, a ochłodzone opadają w głąb Słońca. Proces transportu energii z jądra na powierzchnię Słońca trwa około 20 milionów lat. Rys. 2.22. Budowa S∏oƒca w przekroju Olbrzymie ilości energii są wysyłane z powierzchni Słońca w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania. Promieniowanie Słońca dochodzące do Ziemi pochodzi z górnych warstw powierzchni, zwanej atmosferą słoneczną. Dzieli się ona na: ■ fotosferę, ■ chromosferę, ■ koronę słoneczną. Fotosfera jest najgłębszą widoczną warstwą atmosfery słonecznej o grubości około 400 km. W warstwie tej można obserwować proces konwekcji słonecznej, jako zmieniające się 76 S∏oƒce struktury, zwane granulami. Granule kształtem przypominające ziarna ryżu są wierzchołkami strumieni gazów wydostającymi się ze strefy konwekcyjnej. Czas ich życia wynosi około 5 minut. Ponad fotosferą znajduje się chromosfera rozciągająca się na wysokość około 10 000 km nad fotosferą. Z Ziemi widoczna jest jedynie w czasie zaćmień Słoń- Rys. 2.23. Korona s∏oneczna ca. Najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej jest korona słoneczna (rys. 2.23). składająca się z rozrzedzonego gorącego gazu. Rozciąga się ona na miliony kilometrów od powierzchni Słońca. Obserwować ją można jedynie przez specjalne teleskopy, zwane koronografami, lub podczas całkowitych zaćmień Słońca. Rys. 2.24. Plamy s∏oneczne Korona słoneczna płynnie przekształca się w wiatr słoneczny, składający się z naładowanych elektrycznie cząstek. Wiatr słoneczny docierający do Ziemi jest przyczyną burz magnetycznych, powoduje powstawanie zórz polarnych i zakłóceń w systemach nawigacyjnych. W atmosferze Słońca obserwować można wiele zjawisk związanych z jego właściwościami magnetycznymi, takich jak plamy słoneczne, roz- Rys. 2.25. Protuberancja na S∏oƒcu błyski i protuberancje. Plamy słoneczne (rys. 2.24) to obszary, w których temperatura jest niższa o około 1500 K od otaczającej je fotosfery. Przeciętna plama słoneczna jest rozmiarów Ziemi, ale są również takie, których powierzchnia jest ponad dziesięć razy większa. Liczba plam na Słońcu zmienia się okresowo, www.wsip.com.pl 77