SŁOŃCE I JEGO CHARAKTERYSTYKA
Słońce – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.
Słońce powstało około 4,5 miliarda lat temu i niczym nie wyróżniało się od innych gwiazd. Dookoła niego powstał system planetarny. I dopiero wtedy dało ono wraz z Ziemią początek życiu na naszej planecie. Słońce to typową gwiazdą typu G2, jedną spośród 100 miliardów takich gwiazd w naszej galaktyce. Jest największym obiektem w układzie słonecznym. Zawiera ponad 99.8% całkowitej masy układu słonecznego.
Słońce jest kulą gazową o promieniu ponad 700000 km złożoną w dużej mierze z wodoru (92%) i helu (7,8%). Pozostałe 0,2% to takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen i żelazo. Na powierzchni Słońca panuje temperatura 5800K. Gwiazda wypromieniowuje z siebie energię sięgającą 400 milionów gigawatów. Energia ta wysyłana jest przez Słońce w postaci dwóch rodzajów promieniowania. Pierwszym z nich jest promieniowanie widzialne-światło białe, natomiast drugi typ promieniowania to promieniowanie niewidzialne-podczerwone.
Powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą i posiada temperaturę około 5800 K. Plamy słoneczne to regiony "chłodne" o temperaturze wynoszącej tylko 3800 K (wyglądają na ciemne w porównaniu z otoczeniem). Plamy słoneczne mogą być bardzo duże - osiągają średnicę 50,000 km. Przyczyną ich powstania są bardzo skomplikowana i jeszcze niezbyt dobrze zrozumiane interakcje z polem magnetycznym Słońca.
Powierzchnia Słońca pokryta jest ciemnymi plamami, których średnica może sięgać 10000km. Ilość tychże plam zmienia się w ciągu jedenastoletniego cyklu. Plamy te wypromieniowują więcej energii niż inne części Słońca i właśnie dlatego, że są aktywne posiadają ciemną barwę. Temperatura plam jest średnio o 2000K niższa niż temperatura pozostałej powierzchni Słońca. Te aktywne strefy są częstym miejscem występowania gwałtownych zjawisk erupcyjnych. W wyniku takich eksplozji w przestrzeń kosmiczną są wyrzucane ogromne ilości gazu z niesamowitą prędkością 1000km/s.
Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku:
Mały region nazywany chromosferą, znajduje się powyżej fotosfery.
Wysoka strefa atmosfery słonecznej nazwana została koroną. Jest ona połączona z fotosferą poprzez obszar przejściowy o niewielkiej grubości. Korona jest milion razy mniej jasna od fotosfery i można ją dostrzec gołym okiem podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Korona podgrzana do 1 miliona stopni Celsjusza emituje głównie promieniowanie rentgenowskie. W pewnych miejscach korona nie jest utrzymywana przy powierzchni i ucieka w przestrzeń międzyplanetarną. Zjawisko to powoduje wiatr słoneczny, który w okolicy Ziemi ma prędkość około 400km/s. Przez taką utratę gazu Słońce traci jedną miliardową część swojej masy na 100000 lat. Szacuje się, że w przeciągu 4,5 miliarda lat jasność Słońca wzrosła o 40%. Wewnątrz Słońca panuje ogromna temperatura sięgająca 15 milionów stopni Celsjusza, oraz zachodzą tam przez cały czas reakcje termojądrowe, które polegają na zamianie wodoru w hel.
Pole magnetyczne Słońca jest bardzo silne (jak na standarty ziemskie) i bardzo skomplikowane. Jego magnetosfera (zwana również heliosferą) rozciąga się za Plutona.
Wiatr słoneczny i większe cząstki energii wyemitowany przez płomienie słoneczne może mieć bardzo złe skutki dla Ziemi, od spęcznienia linii wysokiego napięcia do interferencji radiowych i pięknych aurora borealis.
Ostatnie dane z pojazdu kosmicznego Ulysses pokazują, iż w trakcie minimalnego cyklu słonecznego wiatr słoneczny emitowany przez regiony polarne przepływa, z dwukrotną prędkością 750 kilometrów na sekundę, niż w trakcie dłuższych cykli. Wiatr pochodzący z innych regionów polarnych ma inny skład. W trakcie maksymalnego cyklu wiatr porusza się ze średnią prędkością.
Spektakularne pętle i wzniesienia są często widoczne na konarach Słońca (lewo).
Emisja Słońca nie jest całkowicie stała. Nie ma żadnej liczby aktywności plam. Kiedyś miał miejsce okres niskiej aktywności plam słonecznych w drugiej połowie 17 wieku nazywanym the Maunder Minimum. Zbiega się to z anormalnym czasowym oziębieniem w północnej Europie czasem zwanym jako Mała Epoka Lodowcowa. Od kiedy sformowany został układ słoneczny to emisja Słońca wzrosła o ok 40%.
Pomimo, że najbliższa gwiazda jest od dawna intensywnie badana przez naukowców, wiele dotyczących jej kwestii pozostaje nierozstrzygniętych. Nie rozwiązano definitywnie m.in. problemu różnicy w ilości obserwowanych neutrin pochodzących ze Słońca i ich liczby wynikającej z teorii. Nie poznano też dokładnie mechanizmu podgrzewania zewnętrznych warstw słonecznej atmosfery do temperatur rzędu miliona kalwinów.
Za około 5 miliardów lat większość wodoru w jądrze Słońca zamieni się w hel, wtedy jądro pod wpływem własnego ciężaru zacznie się zapadać. Wodór otaczający jądro zapali się a energia temu towarzysząca spowoduje powiększenie rozmiaru Słońca, które zmieni się w czerwonego olbrzyma, który swoją objętością będzie mógł pochłonąć nawet Ziemię. Po jakimś czasie warstwy zewnętrzne zostaną odrzucone w przestrzeń a pozostanie samo jądro, słabo świecące jako biały karzeł.
UWAGA: bezpośrednia obserwacja Słońca może spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie patrz na Słońce ani gołym okiem ani przez okulary korygujące! Nawet chwilowe popatrzenie na Słońce przez lornetkę lub teleskop grozi utratą wzroku!
OGÓLNE INFORMACJE O SŁOŃCU:
Dane obserwacyjne
Średnia odległość
od Ziemi 149,6×106 km
Wielkość
gwiazdowa (V)
−26,8m
Wielkość
gwiazdowa
absolutna
4,8m
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi peryhelium
3 stycznia aphelium
4 lipca
0°32'31" 0°31'27"
Parametry orbitalne
Średnia odległość
od środka
Drogi Mlecznej
~2,5×1017 km
(26,000 ly)
Okres galaktyczny
~2,26×108 lat
Prędkość ~217 km/s
Ruch obrotowy
Inklinacja
7,25º
(względem ekliptyki)
67,23º
(względem płaszczyzny
Galaktyki)
Rektascensja
bieguna
północnego 1
286,13º
(19h4min31,2s)
Deklinacja
bieguna
północnego +63,87º
Okres obrotu
Na równiku:
25,3800 dnia
(25d9h7min13s)
Szerokość 30°: 28d4h48min
Szerokość 60°: 30d19h12min
Szerokość 75°: 31d19h12min
Prędkość liniowa
na równiku 7008,17 km/h
Własności fizyczne
Średnica 1 392×103 km
(109 średnic Ziemi)
Spłaszczenie ~9×10-6
Powierzchnia 6,09× 1012 km²
(11 900 powierzchni Ziemi)
Objętość 1,41 × 1018 km³
(1 300 000 objętości Ziemi)
Masa 1,9891 × 1030 kg
(332 950 mas Ziemi)
Gęstość 1408 kg/m³
Ciążenie
na powierzchni 273,95 m/s²
(27,9 g)
Prędkość ucieczki
przy powierzchni 617,54 km/s
Efektywna temperatura
powierzchni 5780 K (5507 °C)
Temperatura
korony słonecznej ~5 milionów K
Szacowana
temperatura jądra ~13,6×106 K
Moc promieniowania (LS) 3,827×1026 W
Skład fotosfery:
wodór
73,46 %
hel
24,85 %
tlen
0,77 %
węgiel
0,29 %
żelazo
0,16 %
neon
0,12 %
azot
0,09 %
krzem
0,07 %
magnez
0,05 %
siarka
0,04 %
Praca wykonana na podstawie: „ Narodziny Wszechświata ”- Jean Audouze, Jean-Pierre Chieze - wyd. 1997r., oraz „ Inne światy. Tajemnice kosmosu ” – dodatek do Gazety Wyborczej.
Wygenerowano: 2006-11-02
fizyka
darmowe wypracowania i ściągi - szkoła i studia