Słońce.pdf

Słońce

Słońce jest zwyczajną gwiazdą. Ma około 5

mld lat. Jego temperatura na powierzchni

osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do

14 mln°C. W słonecznym jądrze wodór

przemienia się w hel, w procesie tym

uwalniana jest ogromna energia. Na

powierzchni Słońca można obserwować

plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii

- protuberancje.

Żyjemy tuż obok prawdziwej gwiazdy - Słońca, głównego ciała w naszym

Układzie Planetarnym. Otrzymujemy od niego światło i ciepło, co podtrzymuje

życie na Ziemi. Energia słoneczna jest niezbędna do wzrostu roślin

(stanowiących pożywienie dla zwierząt). Paliwa kopalne (węgiel kamienny,

ropa naftowa) są w rzeczywistości także formą zmagazynowanej energii

słonecznej, bo węgiel jaki jest w nich zawarty zgromadziły rośliny bardzo

dawno temu.

Dla astronomów Słońce jest gwiazdą szczególną, bo znajduje się najbliżej nas,

w odległości 150 mln km. Przejechanie takiej drogi zwykłym samochodem

zabrałoby prawie 200 lat, zatem nawet do naszej najbliższej gwiazdy jest

daleko. Sonda kosmiczna lecąca prosto ku Słońcu dotarłaby tam w kilka

miesięcy. Światło, które porusza się z największą z możliwych prędkości,

mknie od Słońca do Ziemi ponad 8 minut. Proxima Centauri - druga po Słońcu

najbliższa gwiazda - leży ponad ćwierć miliona razy dalej niż Słońce.

O Słońcu wiemy o wiele więcej niż o jakiejkolwiek innej gwiedzie - po prostu

dzięki jego bliskości. W niektórych dużych obserwatoriach znajdują się

teleskopy przeznaczone specjalnie do obserwacji słonecznych, Astronomowie

chcieliby wiedzieć, dlaczego Słońce świeci i jak wpływa na Ziemię. Jest to

pierwszy krok do poznania innych gwiazd.

Niektórzy naukowcy sugerowali, że każda zmiana ilości energii opuszczającej

Słońce może spowodować dramatyczne zmiany klimatu na Ziemi. Słoneczne

badania są więc ważne nie tylko dla zrozumienia gwiazd, ale i do śledzenia,

jaki wpływ może w przyszłości wywrzeć Słońce na nasze najbliższe

środowisko.

Powierzchnia

Słońce jest rozognioną kulą gazową o średnicy 109 razy przekraczającej

średnicę Ziemi. Jego objętość jest zatem ponad milion razy większa od

objętości Ziemi. Dochodzące od Słońca żółte światło pochodzi z fotosfery -

warstwy atmosferycznej o grubości około 500 km. Poniżej znajduje się

wnętrze Słońca, a powyżej przezroczyste, zewnętrzne warstwy atmosfery.

Praktycznie cała docierająca do Ziemi słoneczna energia - ciepło i światło -

pochodzi z fotosfery, ale wytworzona została we wnętrzu Słońca.

Temperatura fotosfery wynosi około 5500°C. Jednym ze sposobów jej

oszacowania jest policzenie, jak gorące musi być Słońce, by wysyłało na

odległoć Ziemi tyle energii, ile dostajemy.

Powierzchnia Słońca jest niespokojna i ziarnista, co nazywa się granulacją

słoneczną. Może być ona zauważona dopiero za pomocą teleskopów. Ziarenka

zachowują się podobnie do gotującej się kaszy - wznoszą się i opadają. Taka

konwekcja przenosi ciepło z niższych warstw Słońca do fotosfery i odpowiada

za ziarnistą strukturę powierzchni.

W 1960 roku astronomowie odkryli, że zewnętrzne warstwy atmosferyczne co

pięć minut wznoszą się i opadają. Słońce drga, wibruje jak dzwoniący

dzwonek. Badając te wibracje, astronomowie spodziewają się odkryć, jak

wygląda słoneczne wnętrze.

Plamy słoneczne

W zewnętrznej warstwie Słońca, wysyłającej ku nam światło, widać przejawy

różnego rodzaju aktywności. Jednym z oczywistszych są plamy słoneczne -

obserwowane na tarczy Słońca obszary chłodniejsze i ciemniejsze w

porównaniu z jasną fotosferą.

Bardzo duże plamy można czasami zauważyć przy zachodzie Słońca - w ten

włanie sposób Chińczycy obserwowali je 2000 lat temu. Dawni astronomowie

sądzili jednak, że plamy są zjawiskami w naszej atmosferze. Zaprzeczyły temu

obserwacje Galileusza w XVII wieku. W 1610 roku wykorzystał on swój

teleskop także do obserwacji Słońca i dokonał wielu ważnych odkryć. Zauważył

na przykład, że plamy pojawiają się i znikają oraz że zmienne są ich rozmiary,

śledząc ich ruchy po słonecznej tarczy, wykazał też, że Słońce obraca się.

Zauważył ponadto, że kształty plam zmieniają się, gdy plama zbliża się do

widocznej krawędzi dysku słonecznego.

Środkowa, ciemna część plamy nazywa się cieniem, a część zewnętrzna, trochę

janiejsza - półcieniem. Ogromne plamy słoneczne są przeniknięte przez silne

pola magnetyczne wydostające się z wnętrza Słońca. Wielkie plamy są

rozmiarów Ziemi i mogą żyć wiele miesięcy.

Na tym zdjęciu widać ogromne plamy

słoneczne. Średnia temperatura w plamie

wynosi 4500°C. Plamy wydają się ciemne,

bo widać je na tle gorętszej fotosfery.

Plamy zawsze grupują się wokół równika

słonecznego, po obu stronach, a nie widać

ich na samym równiku.

Aktywność Słońca

Słońce nie obraca się tak, jak podobne do Ziemi ciało sztywne. Różne jego

części obracają się różnie. Na równiku obrót jest najszybszy - raz na około 25

dni. Gdy oddalamy się od równika, prędkość maleje i w okolicach biegunowych

pełny obrót trwa aż około 35 dni. Taka sytuacja jest możliwa tylko dlatego, że

Słonce jest ogromną kulą gazu. Jednym z wyników niejednorodnego obrotu

jest nawijanie linii pola magnetycznego Słońca, co z kolei wzmaga słoneczną

aktywność.

Przejawem aktywności są np. plamy słoneczne. "Pogoda" w słonecznej

atmosferze bardzo różni się od pogody ziemskiej. Burze magnetyczne i

wybuchy, znane jako rozbłyski, pojawiają się na słonecznej powierzchni nagle.

Przypominają nieco nasze burze z piorunami, bo wyzwalana jest w nich

energia elektryczna, tyle że znacznie większa. Burze słoneczne nie pozostają

bez wpływu na Ziemię, np. zaburzają odbiór fal radiowych, dlatego

astronomowie bacznie ledzą Słońce. Rozbłyski słoneczne wyrzucają w

przestrzeń międzyplanetarną cząstki naładowane elektrycznie, które docierają

aż do naszej atmosfery.

Ogromna protuberancja wyrzucona na

miliony kilometrów w przestrzeń

kosmiczną. Większość materii opadnie

potem na Słońce, ale część popędzi w

przestrzeń międzyplanetarną naszego

Układu Słonecznego.

Zorze polarne

Gdy wyrzucone ze Słońca naładowane cząstki docierają do Ziemi, wywołują w

okolicach podbiegunowych widowiskowe zjawiska na niebie: migoczące

kurtyny świetlne czyli zorze polarne. Tańczące światło zorzy jest bardzo

piękne, ale wybuchy na Słońcu wywołujące to zjawisko mogą być

niebezpieczne. W ciągu kilku sekund uwalnia się tam więcej energii, niż

zdołano wyprodukować do tej pory we wszystkich elektrowniach świata.

Ogromna burza na Słońcu w 1987 roku spowodowała w Ameryce Północnej

szkody oszacowane na 100 mln dolarów. Prądy elektryczne ze Słońca zmusiły

elektrownie do wyłączeń i uszkodziły liczne urządzenia. Rozbłyski słoneczne są

ponadto niebezpieczne dla astronautow, którzy nie mogą wówczas wychodzić

na kosmiczne przechadzki, bo wysokoenergetyczne cząstki zagrażają

ludzkiemu życiu.

Zorze polarne są nieprzewidywalne i dlatego trudno je obserwować. Mogą

przybierać na niebie kształt łuku, promieni i kurtyn świetlnych. Nigdy nie

zdarzyło się, by dwa razy pojawiła się taka sama zorza. Najlepiej szukać zórz w

bezksiężycowe noce na Dalekiej Północy lub południu, w takich krajach jak

Szkocja czy Nowa Szkocja, Alaska czy Wyspa Południowa w Nowej Zelandii.

Zorze rzadko występują, gdy na Słońcu jest niewiele plam.

Naładowane elektrycznie cząstki ze Słońca

wywołują zjawisko zorzy polarnej w

górnych warstwach ziemskiej atmosfery.

Najpiękniejsze zorze można podziwiać w

okresie aktywności słonecznej.

Cykl aktywności słonecznej

Liczba plam słonecznych, jakie można zauważyć na tarczy Słońca, zmienia się z

czasem. W latach 1989-1990 było ich bardzo wiele, bo był to okres maksimum

cyklu aktywności, który zdarza się średnio co 11 lat. Następnym razem będzie

więc najwięcej plam koło roku 2000 lub 2001. W połowie lat

dziewięćdziesiątych plam było niewiele.

Wydaje się, że cykl aktywności słonecznej wpływa na klimat na Ziemi. Na

przykład niektóre drzewa wykazują zmiany w grubości słojów z okresem 11

lat. W latach 1650-1715 prawie w ogóle me zauważono plam, tak jakby cykl

aktywności zaniknął. W Europie zanotowano wówczas znaczące ochłodzenie

się i zaostrzenie klimatu.

By sprawdzić, czy cykl 11-letni wpływa na nasz klimat, wysłano na satelicie

instrument, który w latach 1980-1989 mierzył energię od Słońca. Za każdym

razem, gdy na Słońcu pojawiała się duża grupa plam, ilość energii docierająca

od Słońca nieznacznie spadała. W latach dziewięćdziesiątych te pomiary są

powtarzane. Naukowcy spodziewają się, że pozwoli to sprawdzić, czy zmiany

na Słońcu powodują długotrwałe efekty na Ziemi, jak np. globalne ocieplanie.

Zewnętrzne warstwy Słońca

Zaćmienia Słońca umożliwiły astronomom zobaczenie leżących ponad fotosferą

warstw atmosfery Słońca. Pierścień różowawego wiatła pochodzi z

chromosfery, gdzie temperatura wynosi około 15000°C. Podczas całkowitego

zaćmienia widoczne jest przez kilka minut słabe, białe halo - korona. Warstwa

ta rozciąga się do kilku promieni Słońca. Jej temperatura blisko Słońca

dochodzi do 2 mln °C.

Tak niesłychanie gorąca korona wysyła jednak bardzo mało światła

widzialnego, za to intensywnie świeci w promieniach Roentgena. Obserwacje

korony astronomowie prowadzą więc za pomocą umieszczanych na satelitach

teleskopów rentgenowskich. Do tworzenia kolorowych obrazów rejonów

świecących w promieniowaniu X używa się grafiki komputerowej.

Jasne części korony mają temperatury powyżej 1 mln °C. Chłodniejsze rejony

wyglądają na tarczy słonecznej jak ciemne dziury. Z obszaru tych dziur

koronalnych wypływają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki, takie jak np,

elektrony czy protony - tzw. wiatr słoneczny.

Najbadziej zewnętrzna część atmosfery

Słońca - korona. Widoczna jest podczas

całkowitych zaćmień.

Wiatr słoneczny

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.

Ziemski kokon magnetyczny

Ziemia ma pole magnetyczne. Powoduje ono odchylanie torów większoci

cząstek wiatru słonecznego, a częć z nich zatrzymuje. W rezultacie pole

magnetyczne tworzy wokół Ziemi niewidzialny kokon, który opływany jest

przez wiatr słoneczny, tak jak wyspy bywają opływane przez rzeki. Inne

planety, np. Merkury czy Jowisz, także mają pole magnetyczne i niewidoczne

bariery przeciw wiatrowi słonecznemu. W przypadku Ziemi niektóre

naładowane elektrycznie cząstki potrafią jednak przez te zapory przeniknąć.

Ziemia otoczona jest magnetycznym

kokonem, który odchyla większoć

naładowanych elektrycznie cząstek

wysyłanych ze Słońca.

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: