8955898635

Słowniczek wybranych pojęć

Tachokllna (czyli warstwa gwałtownego skoku prędkości) — nazwa warstwy przejściowej pomiędzy wewnętrzną częścią wnętrza Słońca, rotującą mniej więcej jak ciało sztywne i charakteryzującą się transportem energii poprzez promieniowanie, a warstwą zewnętrzną wnętrza Słońca, gdzie występuje rotacja różnicowa plazmy a energia transportowana jest głównie poprzez konwekcję. Tachoklina znajduje się na głębokości około 0,32 promienia Słońca (około 220 000 km) pod powierzchnią fotosfery.

Okres syderyczny — fizyczny okres obiegu (okrążenia, rotacji) mierzony w niero-tującym układzie współrzędnych.

Insolacja — miara ilości energii słonecznej docierającej do jednostkowego pola powierzchni obiektu w jednostce czasu. W przypadku Ziemi może być wyznaczana zarówno dla górnej powierzchni atmosfery, jak i dla powierzchni terenu (uwzględniając straty w atmosferze). Insolacja jest zwykle mierzona w W/m², dawniej często w cal/dzień.

Pole magnetyczne poloidalne — dipolowe pole magnetyczne, którego linie sił pola przebiegają w płaszczyznach od bieguna magnetycznego do bieguna magnetycznego.

Połę magnetyczne toroidalne — pole magnetyczne, którego linie sił zostały ułożone w kierunku zbliżonym do równoleżnikowego przez rotację różnicową.

Liczba Wolfa — opracowany w 1849 r. przez szwajcarskiego astronoma i matematyka Rudolfa Wolfa wskaźnik aktywności plamotwórczej Słońca. Ponieważ plamy słoneczne są najłatwiejszym do obserwacji przejawem aktywności magnetycznej Słońca, w przybliżeniu proporcjonalnym do poziomu aktywności dynama słonecznego, więc bardzo często liczby Wolfa stosuje się do syntetycznego scharakteryzowania chwilowego stanu aktywności słonecznej. Liczby Wolfa oblicza się jako sumę liczby widocznych obszarów aktywnych (pomnożonej przez 10) i liczby widocznych plam. Obecnie oprócz liczb Wolfa stosuje się tzw. liczby grupowe, oparte wyłącznie o liczbę obszarów aktywnych.

Średnie roczne liczby Wolfa w latach 1610-2010

Rys. 1. Zmiany średnich rocznych liczb Wolfa (wskaźnika aktywności plamotwórczej Słońca a tym samym wskaźnika jego aktywności magnetycznej) w okresie obserwacji teleskopowych, od początku XVII w. do teraz

zacji, takich jak chociażby ograniczanie lub promowanie wybranych sposobów gospodarowania czy rodzajów procesów technologicznych, w tym zmiany sposobów pozyskiwania energii oraz szeroko rozumiana polityka energetyczna, aż po problem energetyki jądrowej i odnawialnej, zapobieganie wzrostowi obszarów endemicznych klęsk ekologicznych oraz związanych z nimi klęsk humanitarnych i wielu innych.

Niewątpliwie najistotniejszymi astronomicznymi czynnikami powodującymi zmiany bilansu energetycznego Ziemi oraz wpływającymi bezpośrednio na zmiany jej klimatu są: ewolucyjne i krótkookresowe zmiany mocy promieniowania Słońca zarówno całkowitej, jak i w wybranych przedziałach długości fal, okresowe i chaotyczne zmiany poziomu aktywności magnetycznej Słońca, powodujące istotne modyfikacje stanu przestrzeni międzyplanetarnej (heliosfe-ry) oraz magnetosfery i atmosfery Ziemi, a także, prawdopodobnie, okresowe zmiany kształtu orbity Ziemi i orientacji w przestrzeni osi obrotu Ziemi.

Zmiany ewolucyjne Słońca jako gwiazdy

Słońce jest stosunkowo niewielką i niezbyt gorącą gwiazdą typu widmowego G2 V (żółtym karłem z ciągu głównego wykresu Hertzsprunga-Russclla), czyli zupełnie przeciętną gwiazdą, takąjakich miriady w naszej i innych galaktykach. Moc promieniowania Słońca wynosi L_@ = 3,827x I0^2<> W, jego widoma średnica sięga D₀ = 1 392000 km. Energia przezeń emitowana powstaje w reakcjach termonuklcamych zachodzących praktycznie wyłącznie w jądrze obejmującym zaledwie około 0,25 promienia, czyli mamę 1,6% objętości gwiazdy (liczonej do powierzchni fotosfery), ale za-wierającym aż połowę całej masy gwiazdy. Temperatura plazmy w jądrze sięga T_c = 15,5 min K, a gęstość wynosi r_c = 153000 kg/m³, czyli jest ponad 13 razy większa od gęstości ołowiu. W ciągu każdej sekundy w jądrze Słońca około 4260000 ton wodoru jest przekształcane w energię (owe 3,827* 10²⁶ W mocy promieniowania), a więc o tyle Słońce co sekundę staje się mniej masywne tylko z powodu własnego świecenia. Dodatkowo, co sekundę Słońce traci około 1000000 ton materii poprzez tzw. wiatr słoneczny, czyli stały wypływ plazmy atmosfery słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną. Ponieważ jednak masa Słońca wynosi aż M₀ = 1,99x 10³⁰ kg (0,999 masy Układu Słonecznego), to ubytek masy spowodowany emisją promieniowania i wiatrem słonecznym nie ma istotnego znaczenia dla ewolucji naszej gwiazdy. Jest to zaledwie 2,6x10 ²¹ M₀/s, ale już blisko 0,001 M₀ od chwili jego powstania.

Od momentu powstania Słońca, przed około 4,6 mld lat, w wyniku reakcji tcrmonuklearnych zachodzących w jego jądrze stopniowo ulega zużyciu zapas wodoru, zmienia się skład chemiczny i temperatura plazmy oraz powoli wzrasta strumień wydzielanej energii. Do tych zmian dopasowuje się rozkład gęstości i temperatury plazmy wewnątrz całej gwiazdy, manifestując się na powierzchni Słońca powolnym wzrostem jego promienia i mocy promieniowania — w ciągu ostatnich 4 mld lat moc promieniowania Słońca wzrosła o około 25%. Jak się ocenia, w archaiku (ok. 3,8 mld — — 2,5 mld lat temu), gdy na Ziemi powstały najstarsze organizmy beztlenowe, moc promieniowania młodego Słońca nie była wystarczająca dla utrzymania wody na Ziemi w stanie ciekłym (jest to tak zwany paradoks młodego, chłodnego Słońca), więc powstanie i rozwój życia było możliwe

5/20 fi Urania - POSTĘPY ASTRONOMII 211