SŁOŃCE: POCHODZENIE, CHARAKTERYSTYKA, STRUKTURA, SKŁAD, AKTYWNOŚĆ - ARTE - 2025

Słońce jest gwiazdą, która stanowi centrum Układu Słonecznego i najbliżej Ziemi, do którego dostarcza energii w postaci światła i ciepła, dając prądów sezonach klimatycznych i oceanicznych na naszej planecie. Krótko mówiąc, oferując podstawowe warunki niezbędne do życia.

Słońce jest najważniejszym ciałem niebieskim dla istot żywych. Uważa się, że powstało około 5 miliardów lat temu, z ogromnej chmury materii gwiazdowej: gazu i pyłu. Materiały te zaczęły się sklejać dzięki sile grawitacji.

Słońce dostarcza energii i ciepła planecie, dzięki czemu życie może się tam rozwijać. Źródło: Pexels

Najprawdopodobniej policzono tam pozostałości po jakichś supernowych, gwiazdach zniszczonych przez kolosalny kataklizm, który dał początek strukturze zwanej protogwiazdą.

Siła grawitacji powodowała gromadzenie się coraz większej ilości materii, a wraz z nią temperatura protogwiazdy również wzrosła do punktu krytycznego, około 1 miliona stopni Celsjusza. To właśnie tam zapalił się reaktor jądrowy, z którego powstała nowa stabilna gwiazda: Słońce.

Ogólnie rzecz biorąc, Słońce można uznać za dość typową gwiazdę, chociaż ma masę, promień i inne właściwości poza tym, co można uznać za „średnią” wśród gwiazd. Później zobaczymy, w której kategorii Słońce należy do znanych nam gwiazd.

Ludzkość zawsze była zafascynowana Słońcem i stworzyła wiele sposobów jego badania. Zasadniczo obserwacja jest prowadzona przez teleskopy, które były na Ziemi przez długi czas, a teraz są również na satelitach.

Za pomocą światła poznajemy liczne właściwości Słońca, np. Spektroskopia pozwala poznać jego skład, dzięki temu, że każdy element pozostawia po sobie charakterystyczny ślad. Meteoryty są kolejnym świetnym źródłem informacji, ponieważ zachowują oryginalny skład chmury protogwiazdowej.

Charakterystyka ogólna

Oto niektóre z głównych cech Słońca obserwowanych z Ziemi:

-Jego kształt jest praktycznie kulisty, po prostu lekko spłaszcza się na biegunach ze względu na swój obrót, az Ziemi jest postrzegany jako dysk, stąd czasami nazywany jest dyskiem słonecznym.

- Najliczniejsze pierwiastki to wodór i hel.

-Zmierzone z Ziemi, kątowy rozmiar Słońca wynosi około ½ stopnia.

-Promień Słońca wynosi około 700 000 km i jest szacowany na podstawie jego rozmiaru kątowego. Dlatego średnica wynosi około 1 400 000 km, czyli około 109 razy więcej niż średnica Ziemi.

-Średnia odległość między Słońcem a Ziemią to astronomiczna jednostka odległości.

-Jeśli chodzi o masę, jest ona uzyskiwana z przyspieszenia, jakie uzyskuje Ziemia, gdy porusza się wokół Słońca, i promienia słonecznego: około 330 000 razy większe niż Ziemia lub około 2 x 10 ³⁰ kg.

-Cykle doświadczeń lub okresy dużej aktywności, związane z magnetyzmem słonecznym. Następnie pojawiają się plamy słoneczne, rozbłyski lub rozbłyski i erupcje masy koronalnej.

-Gęstość Słońca jest znacznie niższa niż na Ziemi, ponieważ jest to jednostka gazowa.

-Jeśli chodzi o jego jasność, która jest definiowana jako ilość energii wypromieniowanej na jednostkę czasu -power-, jest równoważna 4 x 10 ³³ erg / s lub więcej niż 10 ²³ kilowatów. Dla porównania żarówka żarowa emituje mniej niż 0,1 kilowata.

-Efektywna temperatura Słońca to 6000 ºC. Jest to średnia temperatura, później zobaczymy, że jądro i korona są regionami znacznie gorętszymi.

Klasyfikacja Słońca

Słońce jest uważane za żółtego karła. W tej kategorii znajdują się gwiazdy o masie od 0,8 do 1,2 masy Słońca.

W zależności od ich jasności, masy i temperatury gwiazdy mają określone właściwości widmowe. Diagram można sporządzić, umieszczając gwiazdę na wykresie zależności temperatury od jasności, znanym jako wykres Hertzsprunga-Russella.

Klasyfikacja gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella. Słońce jest w głównej sekwencji. Źródło: Wikimedia Commons.

Na tym diagramie znajduje się region, w którym znajduje się większość znanych gwiazd: sekwencja główna.

Tam gwiazdy spędzają prawie całe swoje życie i zgodnie z wymienionymi cechami przypisuje się im typ widmowy oznaczony dużą literą. Nasze Słońce należy do kategorii gwiazd typu G2.

Inny dość ogólny sposób klasyfikowania gwiazd obejmuje trzy duże grupy populacji gwiazd: I, II i III, rozróżnienie dokonywane na podstawie ilości pierwiastków ciężkich w ich składzie.

Na przykład gwiazdy populacji III należą do najstarszych, powstały na początku Wszechświata, krótko po Wielkim Wybuchu. Dominuje w nich hel i wodór.

Z kolei populacje I i II są młodsze i zawierają więcej ciężkich pierwiastków, dlatego uważa się, że zostały utworzone z materii pozostawionej przez wybuchy supernowych innych gwiazd.

Wśród nich populacja II jest starsza i składa się z zimniejszych i mniej świecących gwiazd. Nasze Słońce zostało sklasyfikowane jako Populacja I, stosunkowo młoda gwiazda.

Struktura

Warstwowa struktura Słońca Źródło: Wikimedia Commons.

Aby ułatwić badanie, struktura Słońca jest podzielona na 6 warstw, rozmieszczonych w dobrze zróżnicowanych regionach, zaczynając od środka:

-Rdzeń słoneczny

-Strefa radiacyjna

-Strefa konwektywna

-Fotosfera

-Chromosfera

Rdzeń

Jego rozmiar to około 1/5 promienia słonecznego. Tam Słońce wytwarza energię, którą promieniuje, dzięki wysokim temperaturom (15 milionów stopni Celsjusza) i panującym ciśnieniom, które sprawiają, że jest to reaktor termojądrowy.

Siła grawitacji działa jako stabilizator w tym reaktorze, w którym zachodzą reakcje, w których powstają różne pierwiastki chemiczne. W najbardziej elementarnych jądrach wodoru (protony) stają się jądra helu (cząstki alfa), które są stabilne w warunkach panujących wewnątrz jądra.

Następnie powstają cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen. Wszystkie te reakcje uwalniają energię, która wędruje przez wnętrze Słońca i rozprzestrzenia się po całym Układzie Słonecznym, w tym na Ziemi. Szacuje się, że w każdej sekundzie Słońce przekształca 5 milionów ton masy w czystą energię.

Strefa promienista

Energia z rdzenia przemieszcza się na zewnątrz poprzez mechanizm promieniowania, tak jak ogień w ognisku ogrzewa otoczenie.

W tym obszarze materia znajduje się w stanie plazmy, w temperaturze nie tak wysokiej jak w jądrze, ale osiąga ona około 5 milionów kelwinów. Energia w postaci fotonów - paczek lub „kwantów” światła - jest wielokrotnie transmitowana i ponownie absorbowana przez cząstki tworzące plazmę.

Proces jest powolny, chociaż średnio fotony z jądra docierają na powierzchnię po około miesiącu, czasami podróż do zewnętrznych obszarów, abyśmy mogli zobaczyć je w postaci światła, może zająć nawet milion lat.

Strefa konwekcyjna

Ponieważ nadejście fotonów ze strefy promieniowania jest opóźnione, temperatura w tej warstwie gwałtownie spada do 2 milionów kelwinów. Energia jest transportowana przez konwekcję, ponieważ materia tutaj nie jest tak zjonizowana.

Transport energii przez konwekcję odbywa się w wyniku ruchu wirów gazów o różnych temperaturach. W ten sposób ogrzane atomy wznoszą się w kierunku najbardziej zewnętrznych warstw Słońca, niosąc ze sobą tę energię, ale w niejednorodny sposób.

Fotosfera

Ta „kula światła” jest pozorną powierzchnią naszej gwiazdy, tą, którą z niej widzimy (zawsze należy używać specjalnych filtrów, aby bezpośrednio widzieć Słońce). Jest to oczywiste, ponieważ Słońce nie jest ciałem stałym, ale jest zbudowane z plazmy (bardzo gorącego, silnie zjonizowanego gazu), dlatego brakuje mu prawdziwej powierzchni.

Fotosferę można oglądać przez teleskop wyposażony w filtr. Wygląda jak błyszczące granulki na nieco ciemniejszym tle, z jasnością nieznacznie zmniejszającą się w kierunku krawędzi. Granulki są spowodowane prądami konwekcyjnymi, o których wspominaliśmy wcześniej.

Fotosfera jest do pewnego stopnia przezroczysta, ale wtedy materiał staje się tak gęsty, że nie można go zobaczyć.

Chromosfera

Jest to najbardziej zewnętrzna warstwa fotosfery, odpowiadająca atmosferze, o czerwonawej jasności, o zmiennej grubości od 8 000 do 13 000 i temperaturze od 5 000 do 15 000 ° C. Staje się widoczny podczas zaćmienia Słońca i wytwarza gigantyczne żarzące się burze gazowe, których wysokość sięga tysięcy kilometrów.

Korona

Jest to warstwa o nieregularnym kształcie, rozciągająca się na kilka promieni słonecznych i widoczna gołym okiem. Gęstość tej warstwy jest niższa niż pozostałej, ale może osiągać temperatury do 2 milionów kelwinów.

Nie jest jeszcze jasne, dlaczego temperatura tej warstwy jest tak wysoka, ale w pewien sposób ma to związek z intensywnymi polami magnetycznymi wytwarzanymi przez Słońce.

Na zewnątrz korony znajduje się duża ilość pyłu skoncentrowanego w równikowej płaszczyźnie Słońca, który rozprasza światło z fotosfery, generując tak zwane światło zodiakalne, pasmo słabego światła, które można zobaczyć gołym okiem po zachodzie słońca. Słońce, blisko punktu na horyzoncie, z którego wyłania się ekliptyka.

Istnieją również pętle, które biegną od fotosfery do korony, utworzone z gazu znacznie zimniejszego niż reszta: są to wypukłości słoneczne, widoczne podczas zaćmień.

Heliosfera

Rozproszona warstwa, która rozciąga się poza Plutona, w której wytwarzany jest wiatr słoneczny i manifestuje się pole magnetyczne Słońca.

Kompozycja

Prawie wszystkie pierwiastki, które znamy z układu okresowego, znajdują się w Słońcu. Hel i wodór to pierwiastki występujące w największej ilości.

Z analizy widma słonecznego wiadomo, że chromosfera składa się z wodoru, helu i wapnia, podczas gdy w koronie żelazo, nikiel, wapń i argon występują w stanie zjonizowanym.

Oczywiście Słońce zmieniało swój skład w czasie i będzie to robić nadal, ponieważ zużywa zapasy wodoru i helu.

Aktywność słoneczna

Z naszego punktu widzenia Słońce wydaje się dość spokojne. Ale w rzeczywistości jest to miejsce pełne aktywności, w którym zjawiska zachodzą na niewyobrażalną skalę. Wszystkie zakłócenia, które występują w sposób ciągły na Słońcu, nazywane są aktywnością słoneczną.

Magnetyzm odgrywa bardzo ważną rolę w tej działalności. Do głównych zjawisk zachodzących na Słońcu należą:

Występy słoneczne

Wypukłości, wybrzuszenia lub włókna tworzą się w koronie i składają się z wysokotemperaturowych struktur gazowych, osiągających dużą wysokość.

Są one widoczne na krawędzi tarczy słonecznej w postaci podłużnych struktur, które zazębiają się i są stale modyfikowane przez pole magnetyczne Słońca.

Koronalne wyrzuty masy

Jak sama nazwa wskazuje, duże ilości materii są wyrzucane przez Słońce z dużą prędkością, z prędkością około 1000 km / s. Dzieje się tak, ponieważ linie pola magnetycznego przeplatają się ze sobą i wokół wypukłości słonecznej, powodując ucieczkę materiału.

Zwykle trwają godzinami, aż linie pola magnetycznego się rozpadną. Koronalne wyrzuty masy tworzą duży przepływ cząstek, który dociera do Ziemi w ciągu kilku dni.

Ten przepływ cząstek oddziałuje z polem magnetycznym Ziemi i przejawia się między innymi w postaci zorzy polarnej i południowej.

Plamy słoneczne

Są to obszary fotosfery, w których pole magnetyczne jest bardzo intensywne. Wyglądają jak ciemne plamy na dysku słonecznym i mają niższą temperaturę niż reszta. Zwykle pojawiają się w bardzo zmiennych grupach, których okresowość wynosi 11 lat: słynny cykl słoneczny.

Grupy plam są bardzo dynamiczne, podążając za ruchem obrotowym Słońca, z większą plamą, która znajduje się z przodu, a drugą, która zamyka grupę. Naukowcy próbowali przewidzieć liczbę plamek w każdym cyklu, ze względnym powodzeniem.

Płomienie

Występują, gdy Słońce wyrzuca materiał z chromosfery i korony. Są postrzegane jako błysk światła, który rozjaśnia niektóre obszary Słońca.

Śmierć

Jak każda gwiazda, Słońce pewnego dnia zniknie, ale nie nastąpi to w najbliższej przyszłości. Źródło: Pxhere.

Dopóki wystarcza paliwo jądrowe, Słońce będzie istnieć. Nasza gwiazda z trudem spełnia warunki, aby umrzeć w wielkiej katastrofie typu supernowej, ponieważ do tego potrzebuje znacznie większej masy.

Są więc szanse, że gdy wyczerpią się rezerwy, Słońce puchnie i zamieni się w czerwonego olbrzyma, wyparowując oceany Ziemi.

Warstwy Słońca rozprzestrzenią się wokół niego, pochłaniając planetę i tworząc mgławicę składającą się z bardzo jasnego gazu, widok, który ludzkość mogłaby docenić, gdyby do tego czasu osiadła na odległej planecie.

Pozostałością starożytnego Słońca, która pozostanie wewnątrz mgławicy, będzie bardzo mały biały karzeł, mniej więcej wielkości Ziemi, ale znacznie gęstszy. Stygnie bardzo, bardzo powoli, na tym etapie może spędzić jeszcze około 1 miliarda lat, aż stanie się czarnym karłem.

Ale w tej chwili nie ma powodu do zmartwień. Szacuje się, że w tym czasie Słońce żyło mniej niż połowę swojego życia i minie od 5000 do 7000 milionów lat, zanim zacznie się etap czerwonego olbrzyma.

Bibliografia

1. Wszystko o kosmosie. 2016 Wycieczka po Wszechświecie. Imagine Publishing.
2. Jak to działa. 2016. Księga Przestrzeni. Imagine Publishing.
3. Oster, L. 1984. Współczesna astronomia. Od redakcji Reverté.
4. Wikipedia. Diagram Hertzsprunga-Russella. Odzyskane z: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Populacja gwiazd. Odzyskane z: es.wikipedia.org.