Słońce – życiodajne centrum naszego Układu Słonecznego

Słońce jest żółtym karłem, gorącą kulą świecących gazów znajdującą się w centrum naszego Układu Słonecznego. Jego grawitacja utrzymuje wszystko na orbicie – od najwiekszych planet, po najmniejsze kawałki kosmicznych „śmieci”. To dzięki jego grawitacji i orbicie mamy pory roku, prądy oceaniczne, pogodę, klimat i zorze polarne. Mimo że dla nas jest czymś wyjątkowym to na galaktyczną skalę jest zwyczajną gwiazdą jakich wiele.

Rozmiar i Odległość

Średnica Słońca to 1391016km. Gwiazda naszego Układu Słonecznego nie jest specjalnie duża, jednak nadal jest dużo większa niż Ziemia. Potrzebowalibyśmy 332946 Ziemi, aby dorównać masą Słońcu.

Słońce znajduje się 150000 km od Ziemi. Jego najbliższym gwiezdnym sąsiadem jest wielokrotna gwiazda Alfa Centauri: Proxima Centauri, znajdująca się 4,24 lar świetlnych od Słońca oraz Alfa Centauri A i B – dwie gwiazdy, które krążą wokół siebie – znajdujące się 4,37 lat świetlnych od naszej gwiazdy. Rok świetlny to odległość jaką jest w stanie przebyć światło w ciągu roku. Jest ona równa 9,460,528,400,000km (najszybszy wahadłowiec, jaki jesteśmy w stanie stworzyć potrzebowałby 37200 lat, aby przebyć jeden rok świetlny).

Orbita i rotacja

Słońce i wszystko, co się wokół niego obraca jest zlokalizowane w Drodze Mlecznej. Nasz Układ Słoneczny znajduje się w Ramieniu Oriona. Słońce ma swoją orbitę – obraca się wokół jądra Drogi Mlecznej zabierając ze sobą planety, planetoidy, komety i inne ciała niebieskie znajdujące się pod wpływem jego grawitacji. Słońce podróżuje przez galaktykę z przeciętną prędkością 720000 km/h, a zrobienie pełnego obrotu wokół jądra galaktyki zajmuje mu 230 milionów lat.

Słońce obraca się również wokół własnej osi. Jest nachylone względem swojej orbity o 7,25^o. Ponieważ nie jest ciałem stałym, różne części Słońca obracają się z różną prędkością. W okolicy równika jeden obrót wokół własnej osi zajmuje mu 25 ziemskich dni, ale na biegunach potrzeba na to 26 ziemskich dni.

Początki Słońca

Słońce powstało około 4,5 miliarda lat temu, kiedy zapadła się część wielkiego obłoku molekularnego. Ze względu na ogromną grawitację, reszta obłoku wydłużyła się tworząc wokół nowej gwiazdy dysk protoplanetarny. Większość dostępnych pierwiastków została przyciągnięta w stronę jądra Słońca przez co stanowi ono 99,8% masy całego Układu.

Słońce teraz

Słońce jest mniej więcej w połowie swojego życia jako gwiazda ciągu głównego. Oznacza to, że w jego jądrze następuje reakcja fuzji – łączenia wodoru w hel. Słońce dokonuje fuzji ponad 4 ton pierwiastków w każdej sekundzie. Ciąg główny jest najdłuższym oraz najbardziej stabilnym okresem życia Słońca.

Słońce będzie gwiazdą ciągu głównego łącznie przez około 10 miliardów lat. W trakcie tego etapu swojego życia będzie robiło się coraz cieplejsze, ponieważ atomy helu w jego jądrze zajmują mniej miejsca niż atomy wodoru. Oznacza to, że jądro Słońca kurczy się, sprawiając, że zewnętrzne warstwy zbliżają się do jądra zwiększając nacisk na jego zewnętrzne krawędzie.

Co kiedy w Słońcu skończy się wodór?

Słonce nie jest wystarczająco masywne, aby wybuchnąć i zamienić się w supernową. Zamiast tego za około 5 miliardów lat zacznie się zamieniać w czerwonego olbrzyma. Urośnie wtedy to takich rozmiarów, że pochłonie Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię.

Zanim stanie się czerwonym olbrzymem jego jasność zwiększy się dwukrotnie. Za około 5,4 miliardów lat Słońce powoli zacznie się powiększać. Ta faza potrwa około pół miliarda lat. Następnie proces przyspieszy i przez następne pół miliarda lat będzie rosnąć aż osiągnie rozmiar 200 razy większy niż obecnie. Dopiero potem rozpocznie się faza czerwonego olbrzyma. Zacznie wtedy tracić masę – około 1/3 w ciągu miliarda lat.

Po tym czasie Słońcu zostanie około 120 milionów lat życia. Dużo będzie się wtedy dziać. Najpierw jądro składające się głównie z helu wybuchnie (tzw. błysk helowy) i zostanie zmienione w węgiel w ciągu kilku minut. Zapoczątkuje to proces, w którym Słońce drastycznie zmniejszy się. Będzie „tylko” 10 razy większe niż obecnie. Przez kolejne sto milionów lat w jądrze powoli będzie się spalać reszta helu.

Kiedy skończy się hel, Słońce znów urośnie, powtarzając z helem ten sam proces, który dział się, kiedy głównym składnikiem jądra był wodór. Jądro Słońca będzie składało się z węglowo-tlenowego jądra. Fuzja przestanie w nim zachodzić. Stanie się wtedy gwiazdą nazwaną olbrzymem asymptotycznym.

Po około 20 milionach lat Słońce stanie się tak niestabilne przez szybką utratę masy i pulsy termalne, że będzie się powiększać na kilkaset lat w regularnych interwałach około 100 000 lat. Pulsy termalne będą stawać się coraz większe. Jeśli Ziemia będzie wtedy jeszcze istnieć, to prawdopodobnie wtedy zostanie pochłonięta przez Słońce.

Ewolucja słońca w tej fazie znacznie przyspieszy. Jego jasność nie będzie już zmieniać się tak drastycznie, ale temperatura wzrośnie. Połowa masy naszej gwiazdy zostanie wyrzucona w przestrzeń kosmiczną tworząc tym samym mgławicę planetarną. Mgławica będzie zjonizowana dzięki promieniowaniu z jądra Słońca – jedynej części jaka pozostanie po naszej gwieździe. Słońce osiągnie wtedy fazę białego karła i będzie zawierać około 54,05% obecnej masy Słońca. Po okołu 10000 lat mgławica planetarna ulegnie rozproszeniu, ale biały karzeł przetrwa jeszcze miliardy lat. Możliwe, że potem zamieni się w hipotetycznego czarnego karła.

Struktura

Słońce podobnie do innych gwiazd jest kulą gorącego gazu. Składa się w 91% z wodoru i 8.9% helu. Jeśli chcemy rozpatrzeć to pod względem masy, składa się ono w 70.6% wodoru i 27.4% helu.

Ogromna masa Słońca jest utrzymywana w zwarciu przez przyciąganie grawitacyjne, produkując ogromne ciśnienie i niewyobrażalne temperatury w jądrze. Słońce składa się z sześciu rejonów: jądra, strefy promieniowana i strefy konwekcyjnej wewnętrznej; widocznej powierzchni zwanej fotosferą; chromosfery; oraz korony.

W jądrze temperatury sięgają około 15 milionów ^oC, a to wystarczająco aby podtrzymać fuzję. W tym procesie atomy łączą się w większe pierwiastki, uwalniając przy tym ogromne ilości energii.

Energia powstająca w jądrze napędza Słońce i produkuje ciepło, które promieniuje do strefy promieniowania. Dojście z jądra Słońca do szczytu strefy radiacyjnej zajmuje ciepłu około 170 000 lat. Temperatura w strefie konwekcyjnej spada do 2 milionów ^oC. Gorące bąble plazmy unoszą się do góry – na powierzchnię Słońca. Jego powierzchnia – jej część, którą jesteśmy w stanie dostrzec – ma około 5,500 tysiąca ^oC. To o wiele mniej niż w jądrze, ale wystarczająco ciepło aby sprawić że węgiel w postaci diamentów i grafitu nie tylko topnieje, ale wręcz gotuje.

Powierzchnia

Powierzchnia Słońca – fotosfera – ma 500km grubości. To stamtąd większość promieniowania Słonecznego ucieka na zewnątrz. Nie jest to twarda powierzchnia, jak te, które można zaobserwować u planet. Składa się ona głównie z gazów.

Promieniowanie z fotosfery dostrzegamy głównie jako światło słoneczne, kiedy sięga Ziemi po około 8 minutach od opuszczenia powierzchni Słońca.

Atmosfera

Powyżej fotosfery znajduje się cieniutka chromosfera i korona, które tworzą rzadką atmosferę. To tutaj dostrzegamy takie rzeczy jak plamy słoneczne, czy rozbłyski.

Światło widzialne w tym rejonie Słońca jest zwykle zbyt słabe by dostrzec je na tle jasnej fotosfery. Chromosfera wygląda jak czerwona obręcz wokół Słońca. Korona formuje piękne, białe smugi plazmy wokół gwiazdy, formując kształty przypominające płatki kwiatu.

Co dziwne, temperatura atmosfery Słońca wzrasta wraz z odległością od niego. W najdalszym punkcie atmosfery sięga 2 milionów ^oC. Źródło wysokich temperatur korony słonecznej pozostaje tajemnicą już od 50 lat.

Życie na Słońcu?

Słońce raczej nie jest zbyt przyjaznym miejscem dla życia. Jest gorącą mieszanką gazów i plazmy. Jednak to dzięki Słońcu życie na Ziemi jest możliwe. Zapewnia nam ciepło i energię, której używają rośliny – podstawowe produkty wielu łańcuchów pokarmowych.

Księżyce

Słońce oraz inne gwiazdy nie posiadają księżyców. Zamiast tego mają planety i należące do nich księżyce; planetoidy, komety i inne obiekty uwięzione przez ogromną grawitację gwiazdy.

Magnetosfera

Prądy elektryczne w Słońcu tworzą złożone pole magnetyczne, które sięga daleko w przestrzeń formując międzyplanetarne pole magnetyczne. Część kosmosu kontrolowana przez pole magnetyczne Słońca zwana jest heliosferą.

Pole magnetyczne Słońca jest rozprowadzane po układzie słonecznym przez wiatr słoneczny – strumień naładowanego gazu, który „wieje” we wszystkich kierunkach. Słońce obraca się wokół własnej osi, więc jego pole magnetyczne jest spiralą, znaną jako spirala Parkera.

Słońce nie zawsze zachowuje się tak samo. Przechodzi przez fazy własnego cyklu słonecznego. Co koło 11 lat bieguny słońca zmieniają polaryzację. W tym czasie fotosfera, chromosfera i korona zmieniają się ze spokojnych w aktywne. Ten okres znany jest jako maksimum słoneczne. Pojawiają się wtedy burze słoneczne, plamy, rozbłyski i koronalne wyrzuty masy. Spowodowane są anomalie w polu magnetycznym Słońca i uwalniają ogromne ilości energii i cząsteczek. Niektóre z nich sięgają Ziemi. Taka kosmiczna pogoda jest w stanie uszkodzić satelity i wpłynąć na energie elektryczną na Ziemi. Wystarczająco mocny wyrzut masy byłby w stanie zniszczyć elektronikę na całej planecie.

Ciekawostki

W 2014 r nasza planeta mogła ulec zniszczeniu. Znajdowaliśmy się niedaleko trajektorii lotu koronalnego wyrzutu masy – największego od ponad 150 lat. Gdyby Wyrzut masy miał miejsce tydzień wcześniej przestałyby działać wszystkie urządzenia elektroniczne.

W 1610 Galileusz i Thomas Harriot jako pierwsi zaobserwowali plamy słoneczne. Nie był to najlepszy pomysł, ponieważ używali zwykłego teleskopu, a patrzenie na Słońce bez odpowiedniej ochrony grozi poważnym uszkodzeniem wzroku. Oni nie wiedzieli, że tak nie można, ale dziś wiemy już, że są bezpieczniejsze metody patrzenia na Słońce.

W 1994 r sonda Genesis wróciła ze swojej podróży dookoła Słońca. Przywiozła ze sobą próbkę wiatru słonecznego, dzięki czemu udało nam się dowiedzieć z czego się składa i jak działa.

19 czerwca 2012 r rozgrzana plazma w słonecznej atmosferze zaczęła się ochładzać i spadać na jego powierzchnię. Udało się to uchwycić jednej z sond orbitujących wokół Słońca. Zdjęcie u góry pokazuje zjawisko znane jako deszcz koronalny.

* Jednostka astronomiczna (AU) to odległość od Słońca do Ziemi.