Słońce – krótki przewodnik, cz.1


Dostępna od wczoraj na Ciekawa Fizyka ramka aktywności Słońca pochodzi z serwisu n3kl.org i pokazuje aktualizowany co 3 godziny stan pogody słonecznej. Związane pogodą na Słońcu efekty z pewnym opóźnieniem mają wpływ na różne zjawiska na Ziemi. Jak było widać, od wczoraj trwa burza magnetyczna. Obszerne informacje udziela właśnie strona n3kl.org, trzeba tylko wiedzieć, jak czytać te wykresy. Postaram się po kolei omówić zawarte tam informacje, a równolegle przybliżyć podstawowe informacje dotyczące Słońca.

Jaka jest budowa Słońca i co się tam właściwie dzieje?

Jakie zjawiska są typowe dla pogody słonecznej?

Czy Słońce się porusza?

Skład

Nasza gwiazda jest gazową kulą, której 74% stanowi wodór, 25% hel, a niecały 1% cięższe pierwiastki. Zjonizowany gaz ma wysoką temperaturę (kilkanaście milionów K wewnątrz) i gęstość (do 1,5×105 kg/m³) a w związku z tym wewnątrz panuje ogromne ciśnienie – nawet do 1016 Pa. Taki stan skupienia nazywamy gorącą plazmą. Swoją stabilność zawdzięcza równowadze pomiędzy siłami grawitacji i ciśnieniem.

Dowolna objętość materii wewnątrz Słońca jest gęstsza niż taka sama objętość materii ziemskiej. Powinna być więc ciałem stałym, nawet jeżeli składa się z helu i wodoru. Tymczasem temperatura tej materii jest tak olbrzymia, że cząstki nie tylko nie są ze sobą sztywno związane, ale nawet elektrony są w stanie swobodnym, nie związane przez orbitale jąder atomowych. Każda cząstka charakteryzuje się więc nieobojętnym ładunkiem elektrycznym. Taki stan materii jest właśnie gorącą plazmą.

Słońce znajduje się w tzw. ciągu głównym na diagramie Hertzsprunga-Russella, który klasyfikuje gwiazdy w pewne obszary zależnie od etapu ich ewolucji na podstawie widma promieniowania (temperatura fotosfery) oraz jasności (moc promieniowania). Powstało około 4,6 miliarda lat temu i obecnie znajduje się w obszarze rozwoju charakterystycznym dla żółtego karła. Energia Słońca jest wynikiem reakcji jądrowej przemiany wodoru w hel.

Budowa

Słońce nie jest jednorodnym obiektem. Zależnie od procesów można wskazać trzy sferyczne obszary struktury gwiazdy:

  • jądro

Główne centrum reakcji termojądrowych zajmuje sferę średnicy 0,25 promienia Słońca

Jądra wodoru zderzają się i łączą w jądra helu. W tej reakcji masa produktów jest nieco mniejsza niż składników początkowych. Brakująca materia staje się energią (kwanty promieniowania gamma). Ilość generowanej energii w każdej sekundzie życia Słońca jest nieporównywalna z czymkolwiek na Ziemi. Energia wynoszona jest w postaci fotonów i wysokoenergetycznych cząstek. Droga fotonu do wyjścia ze Słońca jest bardzo długa. W warstwie promienistej w gęstej materii plazmy fotony są nieustannie pochłaniane i emitowane. Przejście przez tę warstwę trwa niewyobrażalnie długo. Dopiero w warstwie konwekcyjnej materia staje się na tyle rzadka, że fotony mogą poruszać się swobodnie. Stamtąd ma już tylko 10 dni drogi do powierzchni. Fotony, które docierają do Ziemi pochodzą sprzed kilkuset tysięcy lat.

  • otoczka

W otoczce odbywa się przemieszczenie energii początkowo jako promieniowanie – dopóki temperatura i stopień jonizacji zapewniają przezroczystość ośrodka dla promieniowania, następnie w sposób konwekcyjny. w górnej części otoczki materia zaczyna absorbować promieniowanie – jest dla niego nieprzezroczysta. Absorpcja powoduje wzrost temperatury gazów, zmniejszenie gęstości i uruchomienie ruchów konwekcyjnych – materia lżejsza od warstw ponad nią ma tendencję do unoszenia się ku górze. Konwekcja jest przyczyną niejednorodnego obrazu powierzchni Słońca. Można by ten obraz porównać do ziemskich chmur widzianych z góry. Kłęby kumulusów wznoszą się do góry efektownymi kolumnami chmur. Podobnej struktury gorące granule materii słonecznej o średnicy 1-2 tysiąca km wynurzając się na powierzchnię tworzą  jasne obszary, a wąskie ciemniejsze pasma zawierają chłodniejszą, zanurzającą się materię. Dodatkowo, z powodu turbulencji tego ruchu, tworzą się też fale akustyczne widoczne jako oscylacje zewnętrznych warstw gazu.

  • atmosfera

  • Fotosfera

Zewnętrzna warstwa otoczki ma tak niską gęstość, że materia znów staje się przezroczysta dla fotonów mogą uciekać w próżnię. Jest to bardzo wyraźna granica w strukturze.Z tego obszaru pochodzi prawie całe promieniowanie Słońca. W tej cienkiej warstwie zachodzi intensywny ruch konwekcyjny, pojawiają się granule wypromieniowujące energię. Mają one rozmiary od kilku tysięcy kilometrów (takie wypromieniowują w ciągu kilkunastu minut i znikają) do 30 tysięcy km (takie promieniują przez około 20 godzin). Im większe, tym z większej głębokości pochodzą.
Pole magnetyczne fotosfery jest bardzo niejednorodne – pochodzi od bezustannie mieszającej się materii. Silne koncentracje pola tworzą właśnie plamy słoneczne. Koncentracje pola magnetycznego zaburzają transport materii z głębi. Z tego powodu powierzchnia może w tym miejscu być chłodniejsza o ponad 1000 stopni. Widać ją jako ciemną plamę. To właśnie obserwacja ciemnych plam na Słońcu pozwoliła odkryć jego ruch obrotowy.

  • Chromosfera

Ponad fotosferą wznosi się chromosfera. Jej początek wyznacza temperatura około 4 tysięcy K. Temperatura fotosfery spada wraz z wysokością aż do tej granicy, a potem ponownie rośnie aż do około 25 tysięcy K. Energia turbulencji w fotosferze zmienia część energii na energię fal mechanicznych i hydromagnetycznych, która rozprasza się nad fotosferą ogrzewając chromosferę.

  • Korona

Cienka warstwa zewnętrzna nad chromosferą do której sięgają fale hydromagnetyczne ma temperaturę rzędu 1 miliona K oddziela chromosferę od korony. Korona słoneczna jest rozległa, sięga od 1 do 2 długości promienia gwiazdy (promień wyznacza fotosfera), zależnie od aktywności słonecznej. W koronie nie ma równowagi hydrostatycznej, wyrzuca ona cząstki materii w przestrzeń kosmiczną. Ten efekt jest nazywany wiatrem słonecznym. Temperatura korony jest jeszcze wyższa (średnio ok. 2 mln K) i rozłożona niejednorodnie. Pojawiające się w niej rozbłyski mogą przez chwilę mieć temperaturę wyższą niż jądro Słońca. W trakcie rozbłysków wyrzucane są w przestrzeń kosmiczną olbrzymie obłoki plazmy o silnym polu magnetycznym tzw. koronalny wyrzut masy (coronal mass ejection – CME)

Ruch i pole magnetyczne

Ziemia wiruje jako całość, więc jej pole magnetyczne jest proste. Słońce trzeba traktować jak obiekt o płynnej strukturze. Ruch obrotowy takiego obiektu jest inny niż ciała sztywnego. Pełny obrót powierzchni wynosi na równiku 25 dni i zwalnia w kierunku biegunów do 36 dni. Warstwy podpowierzchniowe poruszają się podobnie. Głębsza warstwa otoczki (promienista) obraca się jednorodnie w ciągu 28 dni, jądro pomiędzy 15 a 21dni. Czas obrotu jądra  jest najtrudniejszy do zmierzenia i obarczony największym błędem. Jądro Słońca wytwarza swoje pole magnetyczne, ale cała materia słońca jest zjonizowana. Wskutek działania grawitacji plazma pozostaje kulą ale poszczególne strefy poruszają się z różną prędkością. Powstają wiry, wskutek czego linie pola magnetycznego koncentrują się i deformują.  Linie pola magnetycznego Słońca są splątaną siecią niezliczonej ilości lokalnych i chwilowych pól wytwarzanych przez ciągły ruch mas plazmy.

Obserwacje

Obecnie prowadzi się obserwacje Słońca za pomocą różnych przyrządów zarówno z Ziemi jak i za pomocą satelitów. Dane są rejestrowane dla różnych zakresów promieniowania oddzielnie – inne obrazy uzyskuje się dla miękkiego promieniowania rentgenowskiego, gamma, ultrafioletowego oraz innych zakresów promieniowania elektromagnetycznego zwłaszcza dla długości charakterystycznych linii widmowych helu, wodoru i ich izotopów. W zakresie widzialnym prowadzi się obserwacje plam słonecznych. Są one w rzeczywistości bardzo jasnymi obiektami, ale w porównaniu z sąsiednimi obszarami promieniowania widoczne są jako ciemne plamy na powierzchni Słońca.

http://soho.esac.esa.int/gallery/SolarCorona/combo001.html

Efektowny wyrzut materii słonecznej, tzw. CME zarejestrowany przez koronograf LASCO C2 z satelity obserwacyjnej SOHO 24 stycznia 2007 roku. Obraz korony jest nałożony na obraz Słońca rejestrowany w tym samym czasie za pomocą teleskopu EIT dla długości fali 304 Angstrema (30,4 nm czyli dla linii widmowej helu II)

, , , , , , ,

  1. Dodaj komentarz

Skomentuj

Wprowadź swoje dane lub kliknij jedną z tych ikon, aby się zalogować:

Logo WordPress.com

Komentujesz korzystając z konta WordPress.com. Log Out / Zmień )

Zdjęcie z Twittera

Komentujesz korzystając z konta Twitter. Log Out / Zmień )

Facebook photo

Komentujesz korzystając z konta Facebook. Log Out / Zmień )

Google+ photo

Komentujesz korzystając z konta Google+. Log Out / Zmień )

Connecting to %s

%d bloggers like this: