Parametry fizyczne i budowa Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

>>> Tarcza Słońca w świetle białym w okresie wzmożonej aktywności (widoczne są liczne plamy słoneczne). Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Słońce jest jedną z paruset miliardów gwiazd w Galaktyce. Znajduje się w jednym z jej ramion spiralnych, w odległości około 8,5 kiloparseka (kpc) od środka i 8 parseków (pc) od płaszczyzny równikowej Drogi Mlecznej. W otoczeniu Słońca, wewnątrz kuli o promieniu 50 pc, znajduje się około 100 gwiazd, spośród których najbliższą jest Proxima Centauri, odległa o 1,3 pc. Wraz z innymi gwiazdami Słońce obiega centrum Galaktyki. Poruszając się z prędkością 220 km/s, zatacza pełny okrąg w ciągu niespełna 250 milionów lat. Przemieszcza się również względem otaczających gwiazd, zmierzając w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa z prędkością 20 km/s.

>>> Położenie Słońca (G2 V) na diagramie H-R. Zaznaczone zostały również miejsca kilku najjaśniejszych gwiazd ziemskiego nieba oraz Proxima Centauri, najbliższa sąsiadka Słońca w Galaktyce.

Słońce obserwowane z dużej odległości jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej masie i rozmiarach. Na diagramie H-R znajduje się wśród gwiazd ciągu głównego - jest karłem (klasa jasności V) o wizualnej jasności absolutnej 4,84 wielkości gwiazdowej (^m) (bolometrycznej 4,74^m) i typie widmowym G2. Należy do gwiazd populacji I, które powstały stosunkowo późno w historii Galaktyki. Tworząca je materia międzygwiazdowa była już wzbogacona pierwiastkami ciężkimi (o liczbie masowej większej od 12), będącymi produktami przemian termojądrowych, które zachodziły w starszych gwiazdach.

Słońce zajmuje centralne miejsce w Układzie Słonecznym, skupiając w sobie 99,8% jego całkowitej masy. Jest głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, przede wszystkim w postaci fal elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie. Widoma jasność Słońca jest równa -26,7^m, a jego średnica wynosi około 32' (minut kątowych), co w przybliżeniu równa się wielkości tarczy Księżyca w pełni. Stosunkowo duże rozmiary Słońca na niebie stwarzają szczególne możliwości bezpośredniego badania obiektów i zjawisk występujących w jego atmosferze. Obserwacje prowadzone z przeciętną zdolnością rozdzielczą 1" pozwalają rozróżnić na tarczy słonecznej szczegóły o rozmiarach 750 km.

Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania innych instrumentów pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd. Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjawisk zachodzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony został dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej gwiazdy - heliofizyka. Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Słońca, jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjawisk i procesów związanych z jego aktywnością magnetyczną.

Podstawowe parametry Słońca, określające jego miejsce pośród innych gwiazd (masa, promień i jasność), można wyznaczyć z dużą dokładnie za pomocą bezpośrednich pomiarów. I tak obserwacje ruchu ciał w Układzie Słonecznym pozwalają określić masę Słońca M
. Na podstawie precyzyjnych pomiarów czasu i położenia wyznaczane są wartości okresów i półosi wielkich orbit ciał obiegających Słońce, co pozwala wykorzystać III prawo Keplera do obliczenia iloczynu GM
. Jego wartość, równa (132 712 438
5) x 10¹² m³ s^-2, jest znana z dużo większą dokładnością niż wartość stałej grawitacji, G = (6,672
0,004) x 10^-11 m³ kg^-1 s^-2, mierzonej laboratoryjnie. Toteż niepewność wyznaczenia masy Słońca, M
= (1,9891
0,0012) x 10³⁰ kg, wynika głównie z błędu pomiaru G. Promień Słońca R
wyznaczany jest na podstawie pomiarów średnicy kątowej tarczy słonecznej przy znanej w momencie pomiaru odległości Ziemia-Słońce. Promień Słońca wynosi (6,9626
0,0007) x 10⁸ m. Znajomość tych dwóch parametrów można wykorzystać do obliczenia średniej gęstości Słońca,

= 3M
/ 4
R
³ = 1048 kg/m³

oraz przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni

g
= GM
/ R
² = 274 m/s²,

którego wielkość ma istotny wpływ na strukturę słonecznej atmosfery i zjawiska w niej zachodzące. Ważnym parametrem, którego wartość również można zmierzyć bezpośrednio, jest stała słoneczna S, czyli strumień energii promienistej Słońca w odległości równej jednostce astronomicznej. Stała słoneczna jest związana z mocą promieniowania Słońca L
(L
= 4
r²S, gdzie r = 1 j.a.), zdefiniowaną jako całkowita energia wypromieniowana przez Słońce w jednostce czasu i we wszystkich długościach fal widma elektromagnetycznego. Moc promieniowania wyrażona w wielkościach gwiazdowych jest absolutną jasnością bolometryczną. Do pomiarów stałej słonecznej służy pyrheliometr, którego zasadniczą częścią jest czarna wnęka, absorbująca wszystkie wpadające do niej kwanty promieniowania. Ze względu na nieprzezroczystość atmosfery Ziemi dla pewnych zakresów promieniowania dokładne pomiary stałej słonecznej można uzyskać tylko z obserwacji pozaatmosferycznych. Tak mierzona wartość S = (1367
2) W/m² daje moc promieniowania L
= (3,845
0,006) x 10²⁶ W. Znajomość L
pozwala określić jeszcze jeden, obok przyspieszenia grawitacyjnego, istotny parametr dla struktury atmosfery gwiazdy: temperaturę efektywną, T_ef. Jest to temperatura sfery o promieniu R
promieniującej jak ciało doskonale czarne z mocą L
. Związek pomiędzy tymi parametrami określa relacja:

L
= 4
R
²
T⁴

(
jest stałą Stefana-Boltzmanna), z której wynika
 
T_ef = (5777
2,5) K.
Warstwę gazu w atmosferze o temperaturze równej temperaturze efektywnej często utożsamia się z powierzchnią Słońca, gdyż stamtąd pochodzi większość promieniowania.

Parametry fizyczne i budowa Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Tylko zewnętrzne warstwy Słońca, tj. atmosfera , dostępne są bezpośrednim szczegółowym obserwacjom. Powstające tam fotony mogą dotrzeć do obserwatora nie oddziałując po drodze. Niosą więc informację o fizycznych warunkach panujących w obszarach, w których powstawały. Dzięki temu możliwe są bardzo dokładne badania struktury atmosfery Słońca i występujących w niej zjawisk. O budowie jego wnętrza oraz zachodzących tam procesach możemy wnioskować tylko pośrednio, gdyż z wyjątkiem przenikliwych neutrin żadne cząstki powstające w głębszych warstwach nie mogą ich opuścić w niezmienionej postaci. W oparciu o rozważania teoretyczne, głównie teorię ewolucji gwiazd, konstruowane są matematyczne modele opisujące budowę Słońca oraz zmiany zachodzące w jego strukturze od momentu narodzin do dziś i dalej. Warunki panujące we wnętrzu wpływają na obraz warstw powierzchniowych, zatem porównanie cech modelowych powierzchni Słońca z obserwowanymi staje się testem poprawności modelu. Porównanie takie wymaga znajomości wieku Słońca. Wielkość tę można oszacować, badając wiek meteorytów - najstarszych ciał w Układzie Słonecznym. Wyznaczany na podstawie zawartości radioaktywnych izotopów o długim czasie rozpadu (takich jak rubid, tor czy uran), wiek meteorytów jest znany dość dokładnie i wynosi (4,55
0,05) x 10⁹ lat. Czas życia Słońca jest niewiele dłuższy. Faza kurczenia się obłoku międzygwiazdowego to krótki etap w życiu gwiazd. W przypadku gwiazdy o masie Słońca trwa on kilkadziesiąt milionów lat. Jest to czas porównywalny z niepewnością wyznaczenia wieku meteorytów, które powstawały pod koniec tego etapu lub tuż po jego zakończeniu. Dlatego się przyjmuje, że Słońce ma (4,6
0,1) x 10⁹ lat.

Modele Słońca (a przez to teoria budowy i ewolucji gwiazd) mogą być testowane bardziej rygorystycznie niż modele innych gwiazd. Oprócz globalnych parametrów, takich jak jasność czy promień, potrafimy precyzyjnie obserwować powierzchnię Słońca, a w szczególności jej drgania, których własności zależą od struktury wnętrza. Możliwe też są pomiary strumienia neutrin, co daje pewną informację o warunkach fizycznych panujących obecnie w jądrze Słońca.

Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się głównie z wodoru i helu. W warstwach powierzchniowych wodór stanowi 72% masy, a hel około 26%. Niecałe 2% składu chemicznego Słońca to pierwiastki cięższe, wśród których najobfitszymi są: węgiel (C), azot (N), tlen (O), neon (Ne), magnez (Mg), krzem (Si), siarka (S), argon (Ar), wapń (Ca), nikiel (Ni) i żelazo (Fe). W jego atmosferze obserwowane są również śladowe ilości prostych związków chemicznych, takich jak grupa cyjanowa (CN), CH, grupa wodorotlenowa (OH) i NH.

Kula plazmy słonecznej utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej z jednej strony przez siły grawitacji, z drugiej zaś - przez rosnące z głębokością ciśnienie gazu, które równoważy coraz większy ciężar materii znajdującej się powyżej. W centrum Słońca ciśnienie osiąga wartości rzędu 10¹⁶ paskali (Pa), co wiąże się z wysoką temperaturą (kilkanaście milionów stopni), umożliwiającą zachodzenie reakcji jądrowych. Słońce, jak każda gwiazda ciągu głównego, czerpie energię z zamiany wodoru w hel. Na podstawie obserwacji powierzchni nie potrafimy stwierdzić, ile helu powstało w jego wnętrzu do dzisiaj. Trzeba się odwołać do teorii; ewolucyjny ciąg modeli pozwala określić podstawowe własności materii (temperaturę, gęstość, skład chemiczny) w każdym punkcie gwiazdy i w każdej chwili jej życia. Strukturę Słońca opisuje tzw. model standardowy, oparty na najbardziej wiarygodnych założeniach. Wśród nich najważniejszym jest założenie symetrii sferycznej (wszystkie wielkości zależą tylko od odległości od środka Słońca), co wiąże się z zaniedbaniem małych efektów związanych z rotacją i wewnętrznym polem magnetycznym.

Początkowym modelem (wiek "zero") jest kula gazu o jednorodnym składzie chemicznym, znajdująca się w równowadze hydrostatycznej. Każdy następny model różni się od poprzedniego zwiększoną zawartością helu produkowanego w jądrze, a przyrost ten musi odpowiadać całkowitej energii wypromieniowanej w czasie dzielącym oba modele. Parametrami swobodnymi takiej sekwencji są: początkowy skład chemiczny, w szczególności obfitość helu, oraz głębokość warstwy konwekcyjnej. Pierwszy z nich wpływa głównie na temperaturę centralnych warstw, która decyduje o wydajności reakcji jądrowych i w efekcie określa moc promieniowania. Drugi decyduje przede wszystkim o wielkości promienia Słońca. Obydwa są dobierane tak, aby model o wieku Słońca miał jasność i rozmiary równe obecnym L
i R
. Zgodność taką otrzymuje się, przyjmując, że początkowa obfitość helu zawierała się w granicach 26-28%, a grubość warstwy konwekcyjnej w modelu dzisiejszego Słońca wynosi 25-30% jego promienia.

Parametry fizyczne i budowa Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Na podstawie modelu standardowego można stwierdzić, że w ciągu 4,6 miliarda lat ewolucji Słońce zwiększyło zarówno jasność, od początkowej wartości 0,72-0,73 L
, jak i promień, od wartości 0,88-0,92 R
. Skład chemiczny zewnętrznych warstw najprawdopodobniej nie uległ zmianie (przyjęcie obserwowanych obecnie proporcji pierwiastków w modelu początkowym daje poprawną wartość L
), natomiast w centrum Słońca zawartość wodoru spadła do około 40%. Temperatura i gęstość materii słonecznej zmienia się w bardzo dużym zakresie. Na powierzchni gęstość gazu, rzędu 10^-4 kg/m³, odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości 50 km (praktycznie jest to próżnia), a jego temperatura wynosi około 6000 K. Gęstość materii w centrum Słońca, wynosząca około 1,5x10⁵ kg/m³, jest większa od gęstości jakiegokolwiek metalu, jednakże wysoka temperatura (ok. 1,5x10⁷ K) utrzymuje ją w stanie gazowym. W tak skrajnie odmiennych warunkach fizycznych mamy do czynienia ze specyficznymi własnościami plazmy i procesami w niej zachodzącymi. Staje się to podstawą do wyróżnienia w Słońcu trzech charakterystycznych obszarów.

>>> Słońce jest kulą gazową składającą się głównie z wodoru i helu. Nawet w jego centrum, gdzie gęstość sięga 100 tysięcy kg/m^3, wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie gazowym. Wnętrze Słońca składa się z trzech koncentrycznych warstw: 1) jądra, gdzie wysoka temperatura umożliwia zachodzenie reakcji termojądrowych; 2) otoczki promienistej, w której transport energii odbywa się przez promieniowanie; obszar ten pozostaje w równowadze hydrostatycznej; 3) zewnętrznej warstwy konwekcyjnej, gdzie energia jest transportowana przez burzliwą konwekcję (wstępujące i zstępujące ruchy gorącej materii). Obszary powierzchniowe, dostępne bezpośrednim obserwacjom, tworzą atmosferę Słońca. Jej trzy charakterystyczne warstwy to: 1) fotosfera, w której pojawiają się plamy słoneczne; 2) chromosfera i 3) korona.

W centrum tkwi jądro, rozciągające się do odległości około 0,3 R
. Temperatura i gęstość są tam wystarczająco wysokie, by podtrzymać wydajne tempo produkcji energii w termojądrowej przemianie (fuzji) wodoru w hel. Zawartość helu, wytwarzanego najszybciej w centrum, maleje ze wzrostem odległości od środka w miarę spadku temperatury. Ponad tym obszarem znajduje się otoczka Słońca. Praktycznie nie zachodzą w niej reakcje jądrowe i jest ona obszarem chemicznie jednorodnym. W otoczce wyróżnia się dwie koncentryczne warstwy, różniące się mechanizmem transportu energii. Bezpośrednio nad jądrem Słońca znajduje się obszar promienisty otoczki, w którym energia wytworzona w jądrze transportowana jest ku powierzchni na drodze promienistej, tj. poprzez fotony. Gęstość zmienia się w tym obszarze od około 10⁴ do 10² kg/m³, a temperatura od mniej więcej 8 do 2 milionów kelwinów. Powyżej tej warstwy, w odległości większej od 0,7R
, nieprzezroczystość materii wzrasta i fotony przestają być wydajnym środkiem transportu energii. Dominującym mechanizmem przenoszenia energii dostarczanej z głębszych warstw staje się ruch materii - konwekcja. Zewnętrzna warstwa otoczki, w której proces ten dominuje, nosi nazwę strefy (lub warstwy) konwekcyjnej i rozciąga się do samej powierzchni Słońca.

Strefa konwekcyjna przechodzi w sposób ciągły w atmosferę, którą można zdefiniować jako obszar dostępny bezpośrednim obserwacjom. Fotony powstające w tych warstwach mają szansę dotrzeć do obserwatora z niezerowym prawdopodobieństwem. Dzięki temu o atmosferze wiemy najwięcej. Warunki panujące w atmosferze Słońca możemy określić na podstawie bezpośrednich obserwacji i analizy emitowanego promieniowania. Trudno wskazać jednoznacznie zewnętrzną granicę atmosfery, która płynnie przechodzi w ośrodek międzyplanetarny. Jej wysokie warstwy są niejednorodne, a ich zasięg zmienia się z czasem.

---