Wikijunior:Układ Słoneczny/Słońce

Układ Słoneczny

Wstęp Nasz Układ Słoneczny Słońce ☉ • Merkury ☿ Wenus ♀ Ziemia ⨁ Księżyc Mars ♂ • Pas planetoid Ceres ⚳ • Jowisz ♃ Saturn ♄ Uran ⛢ Neptun ♆ • Komety Pas Kuipera Pluton ♇ Haumea Makemake Eris Obłok Oorta Heliosfera Słowniczek Obserwacje

Czym jest Słońce?

Słońce jest najbliższą Ziemi gwiazdą – ogromną kulą rozżarzonego gazu. Ma około 5 mld lat. Temperatura na powierzchni Słońca wynosi ponad 5500 stopni Celsjusza, a wewnątrz jest jeszcze wyższa: około 15 milionów stopni! Słońce złożone jest głównie z wodoru (70%) i helu (28%). W jądrze Słońca wodór zamienia się w hel, nieustannie wytwarzając ciepło i światło. W słonecznym jądrze wodór przemienia się w hel, w procesie tym uwalniana jest ogromna energia. Na powierzchni Słońca można obserwować plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii - protuberancje. Bez Słońca nie byłoby życia na Ziemi.

UWAGA: Unikaj patrzenia na Słońce, bo prowadzi to do utraty wzroku. Nigdy nie patrz na Słońce przez teleskop bez specjalnych filtrów!

Jak duże jest Słońce?

Słońce jest ogromne – o wiele, WIELE większe od Ziemi. Ma ponad milion kilometrów średnicy (109 razy tyle, co Ziemia) i zawiera ponad 99,9% masy całego Układu Słonecznego. Gdybyś mógł stanąć na „powierzchni” Słońca, ważyłbyś 28 razy więcej niż na Ziemi; ponieważ Słońce ma większą masę od Ziemi, jego przyciąganie jest znacznie silniejsze od przyciągania ziemskiego. Jeśli chodzi o objętość, ponad milion Ziemi mogłoby zmieścić się wewnątrz Słońca. Jednak widziane z Ziemi Słońce nie wygląda na tak ogromne. To dlatego, że znajduje się ono bardzo daleko. W porównaniu do innych gwiazd rozmiary Słońca są średnie: w kosmosie istnieją zarówno dużo większe, jak i mniejsze od Słońca gwiazdy.

Z powierzchni Słońca nieustannie uchodzi wiatr słoneczny składający się z bardzo rozrzedzonego gazu. Dociera on aż do granicy Układu Słonecznego (heliopauzy), gdzie napotyka wiatr międzygwiezdny pochodzący z innych gwiazd.

Jak wygląda powierzchnia Słońca?

Trudno mówić o „powierzchni”, ponieważ Słońce składa się z gazu. Gaz rzednie w miarę oddalania się od centrum, ale nie ma wyraźnie określonej granicy.

Korona słoneczna widziana podczas całkowitego zaćmienia Słońca w 1999 roku

Część Słońca, którą widzimy, jest nazywana fotosferą (dosłownie z łacińskiego: „kulą światła”). Umownie określamy ją jako powierzchnię Słońca, ponieważ stamtąd pochodzi większość widocznego dla nas światła. W rzeczywistości wiele materiału Słońca znajduje się ponad fotosferą, a część gazów jest nawet gwałtownie wyrzucana na znaczne odległości (w formie tzw. protuberancji). W zewnętrznej warstwie Słońca, wysyłającej ku nam światło, widać przejawy różnego rodzaju aktywności. Jednym z oczywistszych są plamy słoneczne - obserwowane na tarczy Słońca obszary chłodniejsze i ciemniejsze w porównaniu z jasną fotosferą.

Zorze polarne

Gdy wyrzucone ze Słońca naładowane cząstki docierają do Ziemi, wywołują w okolicach podbiegunowych widowiskowe zjawiska na niebie: migoczące kurtyny świetlne czyli zorze polarne. Tańczące światło zorzy jest bardzo piękne, ale wybuchy na Słońcu wywołujące to zjawisko mogą być niebezpieczne. W ciągu kilku sekund uwalnia się tam więcej energii, niż zdołano wyprodukować do tej pory we wszystkich elektrowniach świata. Ogromna burza na Słońcu w 1987 roku spowodowała w Ameryce Północnej szkody oszacowane na 100 mln dolarów. Prądy elektryczne ze Słońca zmusiły elektrownie do wyłączeń i uszkodziły liczne urządzenia. Rozbłyski słoneczne są ponadto niebezpieczne dla astronautow, którzy nie mogą wówczas wychodzić na kosmiczne przechadzki, bo wysokoenergetyczne cząstki zagrażają ludzkiemu życiu. Zorze polarne są nieprzewidywalne i dlatego trudno je obserwować. Mogą przybierać na niebie kształt łuku, promieni i kurtyn świetlnych. Nigdy nie zdarzyło się, by dwa razy pojawiła się taka sama zorza. Najlepiej szukać zórz w bezksiężycowe noce na Dalekiej Północy lub południu, w takich krajach jak Szkocja czy Nowa Szkocja, Alaska czy Wyspa Południowa w Nowej Zelandii. Zorze rzadko występują, gdy na Słońcu jest niewiele plam.

Wnętrze Słońca

Naukowcy aż do XX wieku wyobrażali sobie Słońce jak płonące ognisko. Jeszcze w 1892 roku wydano książkę opisującą Słońce jako piec wydzielający ciepło i światło. Inna XIX-wieczna teoria sugerowała, że świecenie spowodowane jest przez spadające na Słońce meteoryty. Obie teorie okazały się fałszywe. Jak wiemy obecnie, paliwem Słońca jest wodór, a energia, jaką dostarcza ono Ziemi, pochodzi z reakcji jądrowych zachodzących głęboko w jego wnętrzu. By dotrzeć do słonecznego paleniska, wyobraź sobie, że startujemy z żółtej powierzchni, gdzie temperatura przekracza temperaturę topnienia żelaza. W tej temperaturze wszystkie znane pierwiastki i związki chemiczne są w stanie gazowym, zatem Słońce jest wielką kulą gorącego gazu. Gdy zagłębiamy się w Słońce, temperatura i ciśnienie stopniowo rosną. Na każdym poziomie ciśnienie bardzo gorącego gazu wypychające materię na zewnątrz jest równoważone przez siłę grawitacji działającą ku środkowi. W jądrze Słońca temperatura jest 25 000 razy większa niż na powierzchni. Trudno sobie wyobrazić, jak gorąco musi być blisko środka Słońca, ale przyjmuje się, że panuje tam temperatura 14-15 mln °C.

Jak długo żyć będzie Słońce

Co sekundę Słońce przetwarza około 600 mln ton wodoru na około 400 mln ton helu. Porównując to z masą Słońca, możemy zapytać - jak długo będzie ono żyć, na jak długo starczy mu paliwa? Oczywicie nie będzie żyć wiecznie, bo traci przecież energię w postaci światła, ciepła i wiatru słonecznego. Ma jednak przed sobą niesłychanie długi żywot. Obecnie jest w średnim wieku. Przez około 5 mld lat zużyło połowę wodorowego paliwa. Przez następne 5 mld lat będzie stale przemieniać wodór, a jego temperatura i rozmiar stopniowo będą rosły. Gdy zużyje się cały wodór w środku, Słońce będzie trzy razy większe niż dzisiaj. Zewnętrzne warstwy gorącej atmosfery rozpościerać się będą prawie do orbity Merkurego. Na Ziemi zostaną wygotowane oceany, a skały przemienią się w roztopioną lawę. Na naszym globie nie pozostanie już nic żywego - ojczyzna ludzi stanie się jałową planetą. Głęboko w Słońcu atomy helu zaczną przemieniać się w węgiel i pierwiastki cięższe, aż w końcu zużyty zostanie cały zapas atomowego paliwa. Słońce będzie już tylko stygnąć i stanie się białym karłem.

jeśli chcesz się dowiedzieć więcej kliknij tutaj

Skąd się bierze energia słoneczna?

Słońce jest dla Ziemi głównym źródłem energii. Ta energia powstaje głęboko we wnętrzu Słońca w procesie zwanym fuzją jądrową. Cztery atomy wodoru łączą się, tworząc jeden atom helu. Drobna część ich masy zamienia się przy tym w energię. W ten sam sposób powstaje energia podczas wybuchu bomby wodorowej.

Schemat budowy Słońca

• Jądro. Materia we wnętrzu Słońca jest bardzo gęsta – około 12 razy gęstsza niż ołów. Jeden litr materii z jądra Słońca ma 150 kilogramów! Jest tam także bardzo gorąco – około 15 milionów stopni Celsjusza. To w jądrze zachodzi większość reakcji jądrowych, wytwarzających energię Słońca.

• Warstwa promienista. W tej strefie światło i ciepło wytworzone w jądrze podróżują ku powierzchni Słońca. Gaz w tej warstwie jest bardzo gęsty, wciąż pochłania i wypromieniowuje promienie świetlne. Czy próbowałeś/-aś kiedyś biegać w wodzie? Właśnie tak trudno jest światłu poruszać się w tej części Słońca. Żaden promień nie może polecieć zbyt daleko, zanim się z czymś nie zderzy. Wtedy odbija się w innym kierunku. To niezbyt skuteczny sposób podróżowania! Pojedynczemu promieniowi przebycie tej strefy może zająć milion lat.

• Warstwa konwekcyjna. Gorące gazy stają się lżejsze i wznoszą się do góry. Chłodny gaz staje się cięższy i opada. To zjawisko nosi nazwę konwekcji. U dołu warstwy gaz jest podgrzewany od spodu i unosi się ku powierzchni. Tam oddaje swoją energię w przestrzeń kosmiczną, wypromieniowując ją w postaci światła. Gaz w warstwie konwekcyjnej tworzy krążące prądy, podobne do tych, które występują w ziemskich oceanach i atmosferze. Takie prądy nazywamy komórkami konwekcyjnymi.

Czym są plamy słoneczne?

Ciemniejsze miejsca to plamy słoneczne

Plamy słoneczne są obszarami na Słońcu ciemniejszymi od pozostałej jego widocznej części (ale wciąż są bardzo jasne - są jaśniejsze niż błyskawica). Są ciemniejsze, gdyż są nieco chłodniejsze od innych obszarów (ale wciąż są gorące - ich temperatura wynosi ok. 4000 °C).

Występowanie plam słonecznych jest spowodowane zmianami pola magnetycznego Słońca. Wzrost jego intensywności powoduje przerwanie konwekcji, co prowadzi do ochłodzenia pewnych obszarów. Plamy słoneczne zwykle tworzą grupy, które przemieszczają się wraz z obrotem Słońca. Takie grupy mogą mieć powierzchnie nawet kilkanaście razy większą od powierzchni Ziemi!

Liczba plam słonecznych ulega zmianie w ramach jedenastoletniego cyklu.

• Protuberancje słoneczne
• 
• 
• 
•