Budowa Słońca

Masa - 1,991 ∙ 10³⁰ kg (332,958 mas Ziemi), promień 696 tys. km, średnia gęstość 1,41 g/cm³, przyspieszenie 274 m/s², temp. fotosfery ok. 6000 K, temp. centrum ok. 16 mln K;moc promieniowania - 3,826 ∙ 10²⁶ J/s; obrót na równiku (okres 25 dni), przy biegunach (ponad 31 dni)

Słońce porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa

Skład - wodoru (72,7% masy), helu (26,2%) tlenu (0,7%), węgla (0,3%), azotu (0,1%). Na Słońcu wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, wśród nich magnez, krzem, siarkę, żelazo, wapń, nikiel, sód, glin. obecność niektórych cząsteczek (gł. związków nienasyconych), jak np. CN, OH, CH, NH.

Źródłem energii promieniowanej przez Słońce są reakcje termojądr. przemiany wodoru w hel, zachodzące w jego wnętrzu, zwł. przemiany tzw. cyklu proton-proton.

Produkowana w jądrze Słońca energia jest przenoszona w postaci promieniowania ku jego powierzchni, ulegając w kolejnych warstwach Słońca absorpcji i ponownej emisji (strefa radiacji).

Na zewn. warstwę Słońca, która stanowi jego atmosferę, składają się: fotosfera, będąca najgłębszą jej warstwą (widoczną gołym okiem), chromosfera, warstwa przejściowa i korona słoneczna. W fotosferze temperatura maleje z wysokością od ok. 6000 K do ok. 4500 K,

FOTOSFERA

najgłębsza warstwa atmosfery, wysyłająca przeważającą część obserwowanego promieniowania w dziedzinie widzialnej. Najlepiej zbadana jest fotosfera Słońca; jej grub. wynosi ok. 300 km, temp. ok. 6000 K (najniższa, ok. 4500 K, jest przy górnej powierzchni fotosfery, na granicy z chromosferą), gęstość maleje ku górze od ok. 5 ∙ 10^-7 do ok. 4 ∙ 10^-10 g/cm³. Powierzchnia fotosfery nie jest jednorodna, obserwuje się na niej niewielkie obszary — granule (o większej niż otoczenie jasności i czasie rozpadu kilku minut), które są przejawem zachodzących pod fotosferą turbulentnych ruchów materii. Zależnie od fazy cyklu słonecznej aktywności obserwuje się w fotosferze plamy słoneczne — obszary chłodniejsze od otoczenia (ok. 1000 K), w których występują silne pola magnet. (dziesiąte części tesli). Z plamami są związane pochodnie chromosferyczne (jasne obszary o nieregularnych kształtach, występujące w górnych, chłodniejszych warstwach fotosfery Słońca), a także rozbłyski.

CHROMOSFERA

Grubość chromosfery wynosi ok. 15 000 km, gęstość ok. 10^-12 g/cm³, temperatura chromosfery rośnie od ok. 4500 K u podstawy do 10 000 K w górnych częściach.

. W chromosferze jasne obszary występujące nad plamami słonecznymi i pochodniami fotosferycznymi — tzw. pochodnie chromosferyczne; są one utworzone z dużej ilości flokuł (jasnych i ciemnych strumieni gazów).

Z chromosfery są wyrzucane (na dziesiątki i setki tysięcy km nad chromosferą) duże, jasne obłoki gazów, które następnie spływają na jej powierzchnię; są to tzw. protuberancje (czyli wyskoki słoneczne). Czas życia protuberancji spokojnych dochodzi do kilku dni, podczas gdy protuberancje wybuchowe trwają kilkanaście minut, czasem kilka godzin. Kształty protuberancji oraz tory, po których przemieszczają się one w obrębie korony słonecznej, wskazują na to, iż istotny wpływ na ich zachowanie się ma pole magnet. Słońca. Liczba protuberancji zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej; największa jest w maksimum aktywności, najmniejsza — w minimum, jednak wahania tej liczby są mniejsze niż wahania liczby plam. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej — obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami — za pomocą koronografu. Strumienie gorącej materii, wyrzucane z chromosfery na mniejszą — do 10 000 km — wysokość, stanowią tzw. bryzgi chromosferyczne. Chromosfera jest również miejscem występowania rozbłysków.

SŁONECZNE PLAMY

, ciemne obszary na powierzchni Słońca o średnicach od kilkuset km (tzw. pory) do ponad 100 tys. km; w obrębie plam słonecznych rozróżnia się ciemną część centr. (cień) i jaśniejszą obwódkę (półcień); temperatura materii w plamach słonecznych jest niższa o ok. 1000 K od temperatury przyległych obszarów fotosfery, co jest powodem ciemnego wyglądu plam słonecznych; czas życia plam słonecznych zawiera się w granicach od kilku dni do kilkunastu miesięcy; plamy słoneczne występują z reguły parami, tworząc nadto grupy plam; plamy słoneczne są ośr. silnych pól magnet. (do 0,4 T), przy czym 2 plamy tworzące parę mają zwykle przeciwną biegunowość magnet.; częstość pojawiania się plam słonecznych zmienia się okresowo z cyklem aktywności słonecznej (Wolfa liczby), trwającym średnio 11,4 lat; najprawdopodobniej plamy słoneczne są wynikiem procesów magnetohydrodynamicznych, zachodzących pod powierzchnią Słońca; plamy słoneczne zostały odkryte 1610 przez Galileusza; pojedyncze przypadki pojawienia się plam olbrzymów obserwowano jednak gołym okiem już w starożytności.

SŁONECZNA AKTYWNOŚĆ

, zespół zjawisk na powierzchni Słońca (bryzgi, flokuły, słoneczne plamy, pochodnie chromosferyczne, pochodnie fotosferyczne, protuberancje, rozbłyski; fotosfera, chromosfera) występujących ze zmieniającym się okresowo natężeniem (okres średnio ok. 11,4 lat, 8-17 lat w różnych cyklach); miarą aktywności słonecznej są zazwyczaj tzw. liczby Wolfa, określające liczbę plam i ich grup w fotosferze Słońca; są one w czasie maksimum aktywności słonecznej średnio 20 razy większe niż w czasie minimum; przyczyną zmian aktywności słonecznej są zjawiska magnet. zachodzące w zewn. warstwach Słońca, o czym świadczy wzrost natężenia pola magnet. w obszarach aktywnych; decydujący wpływ na te zjawiska ma prawdopodobnie niejednorodny obrót zewn. warstw Słońca, gdyż obszary aktywne występują w obrębie pasa o szer. 35° po obu stronach równika słonecznego; aktywność słoneczna wywiera wpływ na stan fiz. atmosfery Ziemi. Przejawy aktywności podobnej do aktywności słonecznej obserwuje się na wielu innych chłodnych gwiazdach; zmienia się ona z okresami podobnymi do cyklu słonecznego, przy czym szybko rotujące gwiazdy są dużo aktywniejsze od rotujących tak wolno jak Słońce.

KORONA SŁONECZNA,

najbardziej zewn. część atmosfery Słońca, leżąca nad chromosferą i oddzielona od niej warstwą przejściową; przechodzi w sposób ciągły w przestrzeń międzyplanetarną; korona słoneczna jest najgorętszą warstwą atmosfery Słońca (temperatura osiąga w niej ok. 2 mln K); z powierzchni Ziemi jest widoczna jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca, gdyż jej jasność jest milion razy mniejsza niż jasność fotosfery; poza zaćmieniami może być obserwowana za pomocą koronografu lub w zakresie fal radiowych, dalekiego ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego; kształt i wielkość korony słonecznej zależą od fazy cyklu aktywności słonecznej; w okresie minimum aktywności jest nieregularna, w maksimum — duża i kulista; korona słoneczna spływa stale w przestrzeń międzyplanetarną w postaci wiatru słonecznego, z chromosfery dopływa do niej nowa materia.

WIATR SŁONECZNY

, strumień materii wypływającej w sposób ciągły z korony słonecznej we wszystkich kierunkach w przestrzeń międzyplanetarną. Wiatr słoneczny składa się gł. ze swobodnych elektronów, protonów, cząstek  oraz niewielkiej liczby jąder pierwiastków cięższych; chem. skład wiatr słoneczny jest taki, jak chem. skład atmosfery Słońca, z której wiatr słoneczny bierze początek. W okolicach Ziemi prędkość wiatru słonecznego waha się w granicach 250-800 km/s, średnio 300-400 km/s; strumień masy wynosi ok. 5 ∙ 10¹² cząstek/(m ² ∙ s), gęstość ok. 5 cząstek/cm ³; w ciągu 1 s ze Słońca wypływa ok. 5 mln t materii. Przyczyną istnienia wiatru słonecznego jest ustawiczny dopływ do zewn. warstw Słońca dużych ilości energii, która z korony słonecznej jest częściowo emitowana w postaci promieniowania elektromagnet., częściowo — w postaci energii cząstek materialnych tworzących koronę. Razem z materią jest wynoszone ze Słońca pole magnet., którego linie sił wskutek obrotu Słońca są zawijane w przestrzeni międzyplanetarnej w linie śrubowe o kierunku tworzącym w okolicy Ziemi kąt ok. 45° z kierunkiem ku Słońcu; tak zawinięte pole wytwarza parę sił spowalniającą rotację Słońca. Wiatr słoneczny oddziałuje silnie z zewn. częściami magnetosfery Ziemi; napierając na zwróconą do Słońca część magnetosfery powoduje, iż obszar objęty działaniem ziemskiego pola magnet. rozciąga się w tym kierunku na ok. 60 tys. km, podczas gdy w kierunku przeciwnym sięga wielu milionów km. Silnym wybuchom na Słońcu towarzyszy wyrzucanie w przestrzeń większych chmur zjonizowanego gazu; przejście takiego obłoku w pobliżu Ziemi powoduje zakłócenia ziemskiego pola magnetycznego. Podobne do wiatru słonecznego wiatry — lecz często znacznie potężniejsze — istnieją wokół wielu gwiazd (wiatry gwiazdowe).

Komety.

Komety obserwowane są od prehistorycznych czasów. Oglądane na niebie zjawisko spowodowane jest zbliżeniem się do Słońca niewielkiego ciała, które nazywać będziemy jądrem komety lub po prostu kometą. Obecnie znamy około 900 komet, z czego około 190 to komety periodycznie powracające w pobliże Słońca po upływie czasu krótszym niż 200 lat (tzw. komety krótkookresowe). Wiele odkryć nowych komet zawdzięcza się astronomom-amatorom. Najlepiej poznaną kometą jest kometa Halleya, pojawiająca się dosyć regularnie (z okresem od 74,4 do 79,2 lat) w ciągu ostatnich 2000 lat. Podczas ostatniego zbliżenia w 1986 roku została ona dokładniej zbadana dzięki kilku sondom kosmicznym. Komety, w czasie ich zbliżenia do Słońca, można zaliczyć, pod względem rozmiarów, do największych ciał Układu Słonecznego. Długość warkocza wielu komet przekraczała 10 mln km. Zbliżenie jest jednak rzadkim i krótkim epizodem w życiu komety. Pod względem masy komety nie różnią się od planetoid. Główną różnicą jest ich skład chemiczny. Komety powstawały znacznie dalej od Słońca, gdzie temperatura obłoku gazowo-pyłowego była niższa i dlatego w ich skład weszło więcej łatwo lotnych substancji. Są to głównie: zamarznięta woda (około 75%) i zestalone gazy (tlenek i dwutlenek węgla, metan, amoniak).

Przy zbliżeniu komety do Słońca następuje gwałtowna sublimacja tych substancji. Z jej powierzchni tryskają strumienie gazu unoszące także duże ilości pyłu. Z gazów i pyłu tworzy się głowa (koma) i warkocz komety. Część gazów zostaje zjonizowana przez promieniowanie słoneczne. Ciśnienie światła, wiatru słonecznego i pole magnetyczne powodują często rozdzielenie pyłu i plazmy, wskutek czego warkocz komety przybiera kształt wachlarza. Duża część materii warkocza i głowy jest dla komety bezpowrotnie stracona. W ciągu kilkuset zbliżeń do Słońca kometa może utracić większość lotnych substancji i praktycznie będzie nieodróżnialna od planetoid. Za źródło komet krótkookresowych uważa się tzw. pas Kuipera, rozciągający się za orbitą Neptuna w odległości 30-100 jednostek astronomicznych. Odkryto w tym obszarze kilkadziesiąt ciał o rozmiarach planetoid. Szacuje się jednak, że całkowita liczba i masa krążących tam ciał jest kilkaset razy większa niż w pasie planetoid. Niektóre z nich krążą po stabilnych orbitach w rezonansie 2:3 z Neptunem (podobnie jak Pluton). Inne ciała krążą po mało stabilnych orbitach i wskutek perturbacji (ze strony Neptuna lub innych wielkich planet) mogą zmienić orbitę na silnie eliptyczną i zbliżyć się do Słońca. Za źródło komet długookresowych uważa się hipotetyczny obłok, tzw. obłok Oorta, rozciągający się w odległości około 30 000 jednostek astronomicznych (1 roku świetlnego).

Meteoryty.

Meteorytem nazywamy ciało niebieskie, które spadło na Ziemię. To samo ciało w kosmosie nazywamy meteoroidem. Przy wejściu meteoroidu w atmosferę z prędkością kilkunastu km/s, na wysokości około 100 km, następuje silne rozgrzanie i częściowe lub całkowite odparowanie meteroidu. Zjawisko świetlne, które wówczas obserwujemy, nazywamy meteorem (także gwiazdą spadającą lub bolidem). Obserwując pogodne nocne niebo przez kilkadziesiąt minut bez wątpienia zaobserwujemy meteoroidy. Są one na ogół spowodowane przelotem meteoroidów o masie poniżej 1 grama. Meteoryty są cennym źródłem danych o innych ciałach niebieskich. Większość meteorytów to odłamki planetoid. Są też jednak meteoryty pochodzące z Księżyca i Marsa. Prawdopodobnie przy uderzeniu wielkiego meteoroidu o powierzchnię Księżyca lub Marsa pewna ilość skał została wyrzucona w przestrzeń i po dłuższym czasie dotarła do Ziemi. Pod względem składu chemicznego meteoryty dzielimy na cztery grupy. Chondryty stanowią 85,7% meteorytów. Dzielimy je na chondryty węgliste i chondryty zwyczajne. Obie grupy powstały w obłoku gazowo-pyłowym bez procesów magmowych. Chondryty węgliste zawierają więcej lotnych substancji niż chondryty zwyczajne, co świadczy o tym, że powstawały w chłodniejszych częściach obłoku. Achondryty stanowią 7,1% wszystkich meteorytów. Są to skały powstałe w wyniku działalności magmowej. Meteoryty żelazne (około 5,7%) składają się ze stopu żelaza z niklem i powstały prawdopodobnie ze stopionego wnętrza większej planetoidy. Meteoryty żelazno-kamienne (około 1,5%) zawierają skały i stop żelaza z niklem. Podane liczby dotyczą meteorytów, które upadły na Ziemię. Należy się spodziewać, że w przestrzeni kosmicznej jest o wiele większy procent meteoroidów zbudowanych z lotnych substancji, które ulegają odparowaniu w atmosferze. Wielki meteor tunguski, który w 1908 roku spłonął w atmosferze i spowodował rozlegle zniszczenia lasów, nie pozostawił żadnych odłamków. Wiele meteoroidów występuje w tzw. rojach (prawdopodobnie związanych z wypalonymi kometami). Niektóre roje meteoroidów regularnie nawiedzają Ziemię (rój Perseidów w sierpniu, Orionidy w październiku).

Pierścienie planet.

Wokół wszystkich wielkich planet krąży duża ilość drobnych ciał tworząc pierścienie. Najlepiej poznane są jasne pierścienie A i B Saturna odkryte już przez Galileusza. Są one zbudowane z ciał o rozmiarach poniżej 1 m (prawdopodobnie są to głównie bryłki lodu). Grubość pierścieni jest rzędu od 100 m do 1 km przy szerokości 14 600 km (pierścień A) i 25 500 km (B). Pierścienie te podzielone są na setki wąskich kręgów prawdopodobnie wskutek rezonansowego oddziaływania z satelitami Saturna. Pierścień F Saturna oraz pierścienie Urana są wąskie (kilka do kilkudziesięciu km). Ich mała szerokość spowodowana jest oddziaływaniem grawitacyjnym satelitów krążących z obu stron pierścienia (tzw. satelity pasterskie). Satelitami pasterskimi pierścienia F są Prometeusz i Pandora.

Planetoidy

Obecnie znamy około 8000 planetoid. Większość z nich krąży w tzw. głównym pasie planetoid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Największą z nich jest Ceres (914 km średnicy), a 26 ma średnice większe niż 200 km. W pasie głównym jest prawdopodobnie około 1 mln planetoid o średnicy wynoszącej ponad 1 km. Poza głównym pasem jest kilka innych grup planetoid. Planetoidy trojańskie (nazwane imionami bohaterów Iliady) poruszają się w tzw. punktach Lagrange'a po orbicie Jowisza. Planetoidy należące do grup: Atena, Apollo i Amor, zbliżają się do orbity Ziemi. O składzie chemicznym planetoid cennych informacji dostarczają meteoryty, które są często ich fragmentami. Najlepiej poznane planetoidy to Gaspra i Ida (i jej księżyc Daktyl), które zostały sfotografowane przez sondę Galileo. Są to planetoidy średniej wielkości o nieregularnym kształcie i rozmiarach kilkudziesięciu kilometrów. Także planetoidy: Toutatis, Castalia i Geographos, zbadano dokładniej w czasie ich zbliżeń do Ziemi. Są to również ciała o nieregularnym kształcie, o rozmiarach około 1 km. O budowie planetoid można też wnioskować z badań małych księżyców. Prawdopodobnie księżyce Marsa i zewnętrzne księżyce wielkich planet to planetoidy przechwycone przez planety. Ciekawym ciałem niebieskim jest Westa — duża planetoida o średnicy ponad 500 km o kulistym kształcie. Obserwacje Westy oraz badania meteorytu, który najprawdopodobniej z niej pochodzi, świadczą o zachodzeniu na niej złożonych procesów geologicznych. Należy ją więc prawdopodobnie zaliczyć do grupy średnich ciał Układu Słonecznego.

---