WiŻ4 035

astronomia

Słońce obserwujemy od czasów narodzin ludzkości. Mimo upływu tysiącleci ta niespokojna gwiazda wciąż kryje sporo tajemnic. Od rozwikłania niektórych będzie zależeć przyszłość naszej cywilizacji.

> WERONIKA ŚLIWA

Słońce wraz z planetami jest otoczone heliosferą - obszarem wypełnionym przez wiatr słoneczny. Heliosferę kończą szok końcowy, w którym wiatr słoneczny zwalnia do prędkości mniejszej od prędkości dźwięku, obszar pośredni: płaszcz, heliopauza, oraz kolejna fala uderzeniowa powstająca wskutek ruchu heliosfery w ośrodku międzygwiazdowym.

FALAfilĘRZENIOWA

Jnej energii. Wydziela się ona z naszej gwiazdy niezwykle obficie: w pobliżu Ziemi w ciągu sekundy przez każdy metr kwadratowy powierzchni wystawionej ku Słońcu przepływa aż 1366 J, a więc energia zdolna do zasilenia żelazka. Po wyliczeniu całkowitej powierzchni, na którą pada ta ilość promieniowania, nietrudno oszacować, że przez sekundę Słońce emituje ponad 3*10²⁶ J - trzysta milionów miliardów miliardów dżuli! Skąd jednak ją bierze?

Dziewiętnastowieczne teorie sugerowały, że źródłem energii jest spalanie węgla. Aby wyprodukować obserwowaną dziś ilość energii, promień Słońca musiałby się zmniejszać o ponad 6 m w ciągu godziny, a z czasem, wskutek spadku objętości, tempo to musiałoby jeszcze wzrosnąć (pomińmy tu problemy z dostarczeniem odpowiedniej ilości tlenu). Nietrudno policzyć, że Słońca wystarczyłoby wówczas na około 5000 lat. Ze sprzeciwem wystąpili natychmiast paleontolodzy i geolodzy: choć nie znano wówczas wieku Układu Słonecznego, już wtedy nikt nie miał wątpliwości, że Ziemia musiała istnieć co najmniej kilkadziesiąt milionów lat. A może Słońce mogłyby podgrzewać spadające na nie meteoryty? Wyma-

HELIOPAUZA

SZOK KOŃCOWY

gałoby to zderzeń z materią rzędu masy Ziemi na każde sto lat. Jednak Słońce zwiększałoby wówczas masę tak wyraźnie, że Ziemia i inne planety krążyłyby wokół niego coraz szybciej - ziemski rok skracałby się corocznie o dwie sekundy. Oprócz pomysłów, które zahaczały o zwykłe perpetuum mobile, na uwagę zasługiwała jeszcze hipoteza, zgodnie z którą Słońce czerpałoby energię z procesu powolnego kurczenia. Przy tym założeniu zasoby wystarczyłyby mu na kilkanaście, a być może nawet na 20 min lat.

Wszystkie te wątpliwości rozwiało odkrycie reakcji jądrowych. Dzisiejsze modele Słońca dobrze opisują jego rozgrzane do 15 min stopni wnętrze, w którym zachodzi jedna z najbardziej energetycznych reakcji we Wszech-świecie: proces łączenia czterech jąder wodoru w jądro helu. Gaz, w którym zachodzi ta przemiana, składa się dziś w 60% z wytworzonego już helu i w 40% z wodoru; jego gęstość sięga aż 150 g/cm³. W każdej sekundzie Słońce zamienia część materii uczestniczącej w tej reakcji - około 4 min ton - na energię. Jest ona unoszona przez wysokoenergetyczne fotony gamma, które powoli przedzierają się ku słonecznej powierzchni. W trakcie tej podróży zderzają się one z jonami, są wielokrotnie pochłaniane i reemitowane. W rezultacie przekształcają się w miliony fotonów promieniowania ultrafioletowego, widzialnego i podczerwonego. Wędrówka ku powierzchni trwa nawet kilkaset tysięcy lat. Fotony uwalniają się ze Słońca w fotosferze: cienkiej, mierzącej zaledwie 500 km warstwie o temperaturze około 6000 K, którą możemy sobie wyobrażać jako początek słonecznej atmosfery.

Bóstwo w plamach

Przez wiele stuleci Europejczycy uważali Słońce i inne ciała niebieskie za doskonałe i nieskazitelne. Dlatego odkrycie przez Galileusza i kilku innych XVII-wiecz-nych astronomów plam szpecących jego powierzchnię było szokiem i czymś, czemu próbowano nie dać wiary. Rzeczywistości trudno jednak długo zaprzeczać. Od czasu do czasu na słonecznej tarczy pojawiają się ciemniejsze obszary, które osoby nieostrożne są nawet czasem w stanie dostrzec gołym okiem.

Obserwacje kompłiko- ' wał fakt, że przez jakiś czas plam zapewne... w ogóle nie było. W okresie minimum Maun-dera (w łatach 1645-1715) plamy • znikły bowiem niemal całkowicie. Nie było też zórz polarnych, a obserwowana w trakcie zaćmień korona słoneczna -otoczka rozgrzanego do milionów stopni gazu z górnych warstw słonecznej atmosfery, rozciągająca się zwykle na odległość porównywalną ze słonecznym promieniem - miała kształt wąskiego, czerwonego pierścienia, czyli niemal całkowicie przestała istnieć. W tym czasie na Ziemi klimat znacznie się oziębił: zimą po zamarzniętym Bałtyku jeżdżono do Szwecji na saniach, zatrzymując się w zbudowanych na lodzie karczmach; corocznie zamarzała Tamiza i holenderskie kanały, kroniki azjatyckie wspominają zaś o wyjątkowo mroźnych zimach i nieurodzajnych latach. Czy za wszystkie te zmiany odpowiadało Słońce? Aby to ustalić, należało najpierw zbadać, w jaki sposób zmienia się nasza gwiazda.

Gdy w XIX wieku zabrano się do wyjaśniania pochodzenia plam, uważano jeszcze, że Słońce, podobnie jak planety, jest w rzeczywistości ciałem ciemnym i że świeci tylko jego atmosfera. Łatwo było wówczas przyjąć, że plamy to chwilowe atmosferyczne dziury, przez które oglądamy prawdziwą powierzchnię naszej gwiazdy. Zastanawiano się, czy na Słońcu występują przypływy i odpływy - jeśli tak, być może w postaci plam oglądalibyśmy szczyty najwyższych gór? Nie wykluczano również hipotezy wulkanicznej, zgodnie z którą potężne erupcje miały zaciemniać fragmenty słonecznej tarczy. Plamy uważano też za ciemne chmury, a nawet za przechodzące przed słoneczną tarczą planety. Sytuację wyjaśniły dopiero pomiary temperatury fotosfery i plam, które wykazały, że są one o 1500 K chłodniejsze od otoczenia. Różnica ta powoduje, że wydają się nam ciemne, choć widoczne na neutralnym, chłodnym tle świeciłyby niewiele słabiej od reszty Słońca. Rozmiary plam dochodzą do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów, większość z nich ma średnicę większą od średnicy Ziemi. Duże plamy żyją długo, nawet do kilku miesięcy, małe - około jednego dnia.

POŻEGNANIE ULYSSESA

Wiele danych o Słońcu zawdzięczamy

misjom kosmicznym. W lipcu    \    ^ .

tego roku zakończyła pracę jedna

z najważniejszych sond tego typu, europejsko-    ^

-amerykański Ulysses. Jego 17,5-letnia misja dobiegła końca w chwili, gdy na statku zamarzło paliwo - niezbędne, by kierować antenę ku Ziemi. Do ostatnich chwil dostarczał nam cennych danych

0    budowie heliosfery - obszaru zdominowanego przez Słońce.

6 października 1990 roku, po starcie na pokładzie promu Discovery, statek skierował się ku Jowiszowi. Tam pole grawitacyjne giganta wyrzuciło go ponad płaszczyznę ekliptyki i wszedł na orbitę przecinającą płaszczyznę Układu Słonecznego pod kątem aż 80°. Co sześć lat przelatywał nad słonecznymi biegunami - obszarem zupełnie wówczas nieznanym. Dzięki temu udało się zaobserwować bieguny w trakcie zmiany orientacji słonecznego pola magnetycznego.

Podczas liczącej 10 mld km podróży Ulysses badał też wiatr słoneczny

1    pył międzygwiezdny, wpadający do Układu Słonecznego; stwierdzono wówczas, że do wnętrza Układu Słonecznego dociera 30-krotnie więcej pozasłonecznej materii, niż uprzednio przypuszczano. Zajął się także kosmologią: zbadał próbki międzygwiezdnego helu i ocenił ich skład izotopowy; analizy te potwierdziły, że we Wszechświecie zwykła materia występuje w niewielkiej ilości. Zajmował się również supernowymi, zwłaszcza wysyłanymi przez nie wysokoenergetycznymi promieniami kosmicznymi. Tworzące je ciężkie jądra przed dotarciem do Układu Słonecznego podróżują przez naszą galaktykę w ciągu około 10-20 min lat.