Zewnętrzna i wewnętrzna część Słońca

Nawet jeśli nie interesujesz się astronomią – jeszcze – bez wątpienia zastanawiałeś się, co się dzieje w ta masywna, jasna kula na niebie, która jest jednocześnie niebezpiecznie gorąca i dosłownie życiodajna czas. Prawdopodobnie wiesz, że Słońce jest gwiazdą, podobnie jak niezliczone punkty świetlne, które nocą zajmują miejsce Słońca nad głową, gdy zapada ciemność, tylko bliżej. Możesz wiedzieć, że ma własne źródło paliwa i że ten zapas, chociaż nie jest nieskończony, jest tak ogromny, że jest nieobliczalny. Pewnie zdajesz sobie sprawę, że nie byłoby dobrym pomysłem podejść znacznie bliżej słońca, nawet gdybyś miał taką możliwość – ale że byłoby prawie równie złym pomysłem, aby oddalić się znacznie dalej niż jesteś, odległość około 93 milionów mil.

Jednak w swoich rozważaniach mogłeś nie wziąć pod uwagę idei, że słońce nie jest jednolitą kulą światła i ciepło, ale zamiast tego ma swoje warstwy, tak jak Ziemia i pozostałe siedem planet Układu Słonecznego zrobić. Czym są te warstwy – i jakim cudem naukowcy-ludzie w ogóle mogą o nich wiedzieć z tak dużej odległości?

Słońce leży w centrum Układu Słonecznego (stąd nazwa!) i odpowiada za 99,8 procent masy Układu Słonecznego. Dzięki oddziaływaniu grawitacji wszystko w Układzie Słonecznym – osiem planet, pięć (na razie) planet karłowatych, księżyce tych planet i planet karłowatych, asteroidy i inne drobne elementy, takie jak komety – krążą wokół słońce. Planeta Merkury potrzebuje mniej niż 88 ziemskich dni na wykonanie jednej podróży wokół Słońca, podczas gdy Neptunowi zajmuje prawie 165 ziemskich lat.

Słońce jest dość nijaką gwiazdą w miarę odchodzenia gwiazd, dzięki czemu otrzymuje klasyfikację „żółtego karła”. W wieku około 4,5 miliarda lat Słońce znajduje się około 26 000 lat świetlnych od centrum galaktyki, którą zamieszkuje, Drogi Mlecznej Galaktyka. Dla porównania, rok świetlny to odległość, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku, około 6 bilionów mil. Tak ogromny jak sam Układ Słoneczny, Neptun, najdalsza planeta od Słońca w odległości prawie 2,8 miliarda mil, znajduje się zaledwie 1/2000 roku świetlnego od Słońca.

Słońce oprócz tego, że działa jak gigantyczny piec, posiada również silny wewnętrzny prąd elektryczny. Prądy elektryczne wytwarzają pola magnetyczne, a Słońce ma ogromne pole magnetyczne, które się rozchodzi układ słoneczny jako wiatr słoneczny – naładowany elektrycznie gaz, który leci na zewnątrz od słońca w każdym kierunek.

Słońce jest, jak wspomniano, żółtym karłem, ale jest bardziej formalnie sklasyfikowane jako gwiazda klasy widmowej G2. Gwiazdy są klasyfikowane w kolejności od najgorętszych do najchłodniejszych jako gwiazdy typu O, B, A, F, G, K lub M. Najgorętsze mają temperaturę powierzchni od około 30 000 do 60 000 kelwinów (K), podczas gdy temperatura powierzchni Słońca jest stosunkowo niska 5780 K. (Dla odniesienia, stopnie Kelvina mają ten sam „rozmiar” co stopnie Celsjusza, ale skala zaczyna się o 273 stopnie niżej. Oznacza to, że 0 K lub „zero bezwzględne” równa się -273 C, 1,273 K równa się 1000 C i tak dalej. Ponadto w jednostkach Kelvina pominięto symbol stopnia.) Gęstość Słońca, które nie jest ani ciałem stałym, ciecz ani gaz i najlepiej klasyfikowana jako plazma (tj. naładowany elektrycznie gaz), jest około 1,4 razy większa niż woda.

Inne ważne statystyki słoneczne: Słońce ma masę 1,989 × 10³⁰ kg i promień około 6,96 × 10⁸ m. (Ponieważ prędkość światła wynosi 3 × 10⁸ m/s, światło z jednej strony słońca zajęłoby nieco ponad dwie sekundy, aby przejść przez środek do drugiej stronie). Gdyby słońce było tak wysokie, jak, powiedzmy, typowe drzwi, Ziemia byłaby tak wysoka, jak stojący na nim amerykański nikiel Brzeg. Mimo to istnieją gwiazdy o średnicy 1000 razy większej od Słońca, podobnie jak gwiazdy karłowate o szerokości mniejszej niż jedna setna.

Słońce również wypuszcza 3,85 × 10²⁶ watów mocy, z których około 1340 watów na metr kwadratowy dociera do Ziemi. Przekłada się to na jasność 4 × 10³³ ergów. Te liczby prawdopodobnie nie znaczą wiele w odosobnieniu, ale dla porównania, wykładnik „tylko” 9 oznacza miliardy, podczas gdy wykładnik 12 przekłada się na biliony. To są ogromne postacie! Jednak niektóre gwiazdy świecą nawet milion razy jaśniej niż Słońce, co oznacza, że ​​ich moc jest milion razy większa. Jednocześnie niektóre gwiazdy są około tysiąc razy mniej świecące.

Warto zauważyć, że chociaż Słońce jest sklasyfikowane jako co najwyżej skromna gwiazda w całym schemacie, nadal jest masywniejsze niż 95 procent znanych istniejących gwiazd. Implikacją tego jest to, że większość gwiazd jest już dawno po swoim rozkwicie i od tamtego czasu znacznie się skurczyła. ich szczyt życia miliardy lat wcześniej, a teraz trwają na starość w stosunku względnym anonimowość.

Słońce można podzielić na cztery przestrzenne regiony, składający się z rdzenia, strefy radiacyjnej, strefy konwekcyjnej i fotosfery. Ten ostatni znajduje się poniżej dwóch dodatkowych warstwy, który zostanie omówiony w następnej sekcji. Wykres słońca składający się z przekroju, jak widok wnętrza kuli przeciętej dokładnie na pół, zawierałby zatem okrąg w środek reprezentujący rdzeń, a następnie kolejne pierścienie wokół niego od wewnątrz do zewnątrz oznaczające strefę radiacyjną, strefę konwekcyjną i fotosfera.

rdzeń Słońca jest miejscem, z którego pochodzi wszystko, co obserwatorzy na Ziemi mogą zmierzyć jako światło i ciepło. Ten obszar rozciąga się na zewnątrz do około jednej czwartej drogi od środka Słońca. Szacuje się, że temperatura w samym środku Słońca wynosi około 15,5 miliona K do 15,7 miliona K, co odpowiada około 28 milionom stopni Fahrenheita. Sprawia to, że temperatura powierzchni wynosząca około 5780 K wydaje się być dodatnio chłodna. Ciepło wewnątrz rdzenia jest generowane przez ciągłą zaporę reakcji syntezy jądrowej, w których dwie cząsteczki wodór łączy się z wystarczającą siłą, aby spowodować ich połączenie w hel (innymi słowy, cząsteczki wodoru) bezpiecznik.)

strefa radiacyjna Słońca jest tak nazwany, ponieważ znajduje się w tej sferycznej powłoce – regionie zaczynającym się w około jednej czwartej drogi od środka Słońca, gdzie kończy się jądro, i rozciągającym się na zewnątrz trzy czwarte drogi do powierzchni Słońca, gdzie spotyka się ze strefą konwekcyjną – aby energia uwolniona z fuzji wewnątrz jądra rozchodziła się na zewnątrz we wszystkich kierunkach, lub promieniuje. Co zaskakujące, promieniowanie energii potrzebuje bardzo dużo czasu na podróż przez grubość obszaru promieniowania – w rzeczywistości kilkaset tysięcy lat! Choć prawdopodobnie brzmi to nieprawdopodobnie, w czasie słonecznym nie trwa to wcale długo, biorąc pod uwagę, że Słońce ma już 4,5 miliarda lat i wciąż jest silne.

strefa konwekcyjna zajmuje większość zewnętrznej jednej czwartej objętości Słońca. Na początku tej strefy (czyli w środku) temperatura wynosi około 2 000 000 K i spada. W rezultacie materiał plazmopodobny tworzący wnętrze słońca jest, wierzcie lub nie, zbyt chłodny i nieprzezroczysty, aby umożliwić ciepłu i światłu dalsze przemieszczanie się w kierunku powierzchni słonecznej w postaci promieniowanie. Zamiast tego energia ta jest przesyłana przez konwekcję, która zasadniczo polega na wykorzystaniu mediów fizycznych do przenoszenia energii, zamiast pozwalania jej na jazdę solo. (Pęcherzyki unoszące się z dna garnka z wrzącą wodą na powierzchnię i uwalniające ciepło, gdy pękają, stanowią przykład konwekcji). w przeciwieństwie do długiego czasu potrzebnego energii na poruszanie się w strefie promienistej, energia porusza się porównywalnie przez strefę konwekcyjną szybko.

fotosfera składa się ze strefy, w której warstwy słoneczne zmieniają się z całkowicie nieprzezroczystych, blokujących promieniowanie, w przezroczyste. Oznacza to, że światło i ciepło mogą przechodzić bez przeszkód. Fotosfera jest więc warstwą słońca, z której emitowane jest światło widoczne gołym okiem ludzkim. Ta warstwa ma tylko 500 km grubości, co oznacza, że ​​jeśli całe słońce przyrównamy do cebuli, fotosfera reprezentuje skórę cebuli. Temperatura na dnie tego regionu jest wyższa niż na powierzchni Słońca, choć nie tak dramatycznie – około 7500 K, różnica poniżej 2000 K.

Jak zauważono, jądro Słońca, strefa radiacyjna, strefa konwekcyjna i fotosfera są uważane za regiony, ale każda z nich może być również sklasyfikowana jako jedna z warstw Słońca, których jest sześć. Na zewnątrz fotosfery znajduje się atmosfera słoneczna, która obejmuje dwie warstwy: chromosferę i koronę.

chromosfera rozciąga się na około 2 000 do 10 000 km nad powierzchnią Słońca (czyli najbardziej zewnętrzną częścią fotosfery), w zależności od źródła, z którego korzystasz. Co ciekawe, temperatura nieco przewidywalnie spada wraz ze wzrostem odległości od najpierw fotosfera, ale potem znów zaczyna się wspinać, prawdopodobnie z powodu wpływu słońca pole magnetyczne.

korona (z łac. „korona”) rozciąga się ponad chromosferą na odległość kilkukrotnie większą od promienia słonecznego i osiąga temperatury dochodzące do 2 000 000 K, podobnie jak we wnętrzu strefy konwekcji. Ta warstwa słoneczna jest bardzo cienka, zawiera tylko około 10 atomów na cm³, i jest mocno poprzecinany liniami pola magnetycznego. Wzdłuż tych linii pola magnetycznego tworzą się „streamery” i pióropusze gazu, które są wydmuchiwane na zewnątrz przez wiatr słoneczny, nadając słońcu charakterystyczny wygląd wąsów światła, gdy główna część słońca jest zasłonięty.

Jak zauważono, najbardziej zewnętrzne części Słońca to fotosfera, która jest częścią Słońca, oraz chromosfera i korona, które są częścią atmosfery słonecznej. Tak więc słońce można przedstawić jako posiadające trzy części wewnętrzne (rdzeń, strefę radiacyjną i strefę konwekcyjną) oraz trzy części zewnętrzne (fotosferę, chromosferę i koronę).

Wiele ciekawych wydarzeń rozgrywa się na powierzchni Słońca lub tuż nad nią. Jedną z nich są plamy słoneczne, które tworzą się w fotosferze na stosunkowo chłodnych (4 000 K) obszarach. Innym są rozbłyski słoneczne, czyli wybuchowe zdarzenia na powierzchni charakteryzujące się bardzo intensywnym rozjaśnieniem obszarów atmosfery słonecznej w postaci promieni rentgenowskich, ultrafioletu i światła widzialnego. Rozwijają się one w okresach trwających kilka minut, a następnie zanikają w nieco dłuższym przedziale czasu, około godziny.