Budowa Słońca: narodziny i śmierć naszej najbliższej gwiazdy. Co się stanie ze Słońcem w przyszłości?

W tym artykule:

1. Budowa Słońca. Jak powstało Słońce?
2. Budowa Słońca – właściwości
3. Budowa Słońca – przyszłość
4. Budowa Słońca - struktura wewnętrzna
5. Budowa Słońca – koronalne wyrzuty masy i burze magnetyczne
6. Słońce w liczbach

Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu z obłoku molekularnego. Tym terminem określa się chmurę wodoru, która kurczy się i gęstnieje pod wpływem własnego pola grawitacyjnego. Ale sam obłok molekularny to za mało. Trzeba było eksplozji pobliskiej supernowej, której rozchodząca się z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę otoczka wytrąciła obłok z równowagi i zainicjowała gwałtowny proces kurczenia się. Po przekroczeniu pewnej gęstości obłok zaczął się kurczyć, zapadać pod wpływem własnej grawitacji, tworząc Protosłońce.

Budowa Słońca. Jak powstało Słońce?

Budowa Słońca na tym etapie była bardzo prosta. W trakcie kurczenia się wzrastała prędkość obrotu przyszłej gwiazdy. Podnosiła się również temperatura jej wnętrza. Rotujący coraz szybciej obłok przekształcił się w dysk protoplanetarny. W dysku tym zachodził proces kondensacji pyłu. Bliżej Protosłońca mogły kondensować tylko pierwiastki i związki ciężkie. Dalej, w zimniejszych rejonach, związki lotne kondensowały do postaci lodu. To z nich w trakcie długotrwałych procesów powstały planety i pozostałe obiekty Układu Słonecznego.

Słońce ma zaginionego bliźniaka? Nowa teoria zmieni rozumienie Wszechświata

Słońce – centralna gwiazda naszego układu planetarnego – miliardy lat temu mogło być częścią gwiazdy podwójnej – twierdzą harvardzcy astrofizycy. Istnienie bliźniaczej gwiazdy, kt..

W okresie wstępnego formowania się Układu Słonecznego Protosłońce świeciło jaśniej niż dzisiejsze Słońce. Nie był to jednak wynik przemian jądrowych. Protosłońce czerpało energię z własnego zapadania się. Cały okres powstawania Protosłońca trwał około 10 milionów lat i zakończył się, gdy jego temperatura wzrosła do poziomu umożliwiającego zapoczątkowanie reakcji jądrowych. To właśnie ten moment uznajemy za narodziny Słońca. W ciągu 10 milionów lat kształtowania się gęstość materii, z której uformowało się Słońce, wzrosła 10²⁰ milionów razy, zaś jego temperatura — milion razy.

Budowa Słońca – właściwości

Słońce zaliczane jest do kategorii żółtych karłów, co jest o tyle mylące, że widziane z Ziemi jest barwy białej. Ma typ widmowy G2 oraz klasę jasności V. Typ widmowy G2 wiąże się z tzw. temperaturą efektywną równą 5778 K, czyli 5505 st. C. Właśnie taką temperaturę ma powierzchnia naszej najbliższej gwiazdy. Jeszcze wyższa temperatura panuje wewnątrz Słońca. Jest to około 15 mln K.

Pierwszy raz w historii sonda NASA „dotknęła” Słońca

Sonda NASA „Parker” bada koronę słoneczną, żeby poznać nieznane dotąd szczegóły dotyczące centralnej gwiazdy Układu Słonecznego.

Natomiast oznaczenie klasy widmowej „V” wskazuje, że Słońce należy do tzw. ciągu głównego gwiazd i generuje energię w wyniku fuzji jądrowej, łącząc jądra wodoru w hel. W ciągu sekundy Słońce przetwarza w jądrze około 620 mln ton wodoru i wyzwala tyle energii, co wybuch 100 miliardów bomb wodorowych.

Budowa Słońca – przyszłość

Słońce należy do przeciętnych gwiazd. Nie jest ani małe, ani wielkie. Największe gwiazdy mają promień ponad 2000 razy większy od promienia Słońca. Najmniejsze są nieznacznie większe od Księżyca. Jednak dla nas ta „przeciętność” Słońca to dobra wiadomość. Jest ono stabilną gwiazdą, a zapasy helu starczą jej jeszcze na przeszło pięć miliardów lat nieustannej fuzji jądrowej.

Rekordowo bliski przelot. Sonda Solar Orbiter zbliża się do Słońca i robi rewelacyjne zdjęcia

Solar Orbiter, należąca do Europejskiej Agencji Kosmicznej najbardziej zaawansowana sonda solarna, 26 marca stała się najbliższym Słońcu sztucznym obiektem z wycelowanymi w nie teleskopami. ...

Gdy hel się skończy, budowa Słońca się zmieni. Nasza gwiazda stanie się czerwonym olbrzymem. Powiększy się do tego stopnia, że pochłonie wewnętrzne planety Układu Słonecznego, w tym Ziemię. Czerwony olbrzym odrzuca swe zewnętrzne warstwy, które tworzą rozległą otoczkę wokół jądra gwiazdy. Tę otoczkę nazywamy mgławicą planetarną. Natomiast wnętrze gwiazdy zapada się i przekształca w białego karła. Proces przechodzenia od białego do czarnego karła będzie trwał biliony lat.

Budowa Słońca - struktura wewnętrzna

Jak wygląda obecnie budowa Słońca? W budowie wewnętrznej wyróżniamy cztery główne części składowe:

Tak zmieniało się nasze Słońce. 10 lat obserwacji na oszałamiającym filmie

425 milionów zdjęć, 20 milionów gigabajtów danych i 61 minut filmu, na którym przy akompaniamencie majestatycznej muzyki możemy podziwiać, jak w ciągu dekady zmieniało się nasze Słońce...

• jądro, którego głównymi składnikami są elektrony, protony i jądra atomów helu. Jego temperatura sięga 15 mln K. To tam dochodzi do syntezy jądrowej;
• fotosferę, czyli jego widzialną powierzchnię, z której pochodzi większość widocznego dla nas światła. Nazwa pochodzi z łaciny i znaczy dosłownie „kula światła”;
• chromosferę, znajdującą się pomiędzy fotosferą a koroną. Temperatura w chromosferze rośnie wraz ze wzrostem wysokości nad powierzchnią Słońca. W przedziale od 500 km do 2000 km wzrasta od 4400 K do 25 000 K. Głównymi czynnikami odpowiedzialnymi za wzrost temperatury w chromosferze są zjawiska magnetyczne oraz fale akustyczne;
• koronę, czyli najbardziej zewnętrzną część atmosfery słonecznej. Rozciąga się ona na miliony kilometrów od Słońca. Jej temperatura może dochodzić do 2 mln K. Powód, dla którego korona słoneczna jest tak gorąca jest jedną z głównych zagadek, nad którą głowią się naukowcy badający Słońce.

Na powierzchni Słońca występują plamy słoneczne, czyli obszary ciemniejsze od pozostałej jego widocznej części. Są ciemne, bo choć ich temperatura wynosi około 4000 st. C, są to obszary znacznie chłodniejsze od pozostałej powierzchni. Plamy słoneczne zwykle tworzą grupy, które przemieszczają się wraz z obrotem Słońca. Takie grupy mogą mieć powierzchnię nawet kilkanaście razy większą od powierzchni Ziemi. Liczba plam słonecznych ulega zmianie w ramach jedenastoletniego cyklu.

Budowa Słońca – koronalne wyrzuty masy i burze magnetyczne

Zjawiskiem, o którym jest ostatnio bardzo głośno, są tzw. koronalne wyrzuty masy (CME). Wywołują one na Ziemi burze słoneczne lub, bardziej precyzyjnie – burze geomagnetyczne. Koronalny wyrzut masy jest zjawiskiem bardzo spektakularnym. Jest to wyrzucony w przestrzeń kosmiczną ogromny obłok plazmy, który charakteryzuje się bardzo intensywnym polem magnetycznym. Obłoki wyrzuconej plazmy osiągają prędkość od prawie 200 do ponad 2000 km/s. Częstość ich występowania zmienia się w zależności od fazy cyklu aktywności słonecznej.

Skąd wzięła się woda na Ziemi? Naukowcy twierdzą, że źródłem może być Słońce

Większość naszej planety pokrywa woda. Nie było jej jednak od początku istnienia Ziemi. Skąd wzięło się w takim razie H2O? Naukowcy twierdzą, że pochodzi prawdopodobnie ze Słońca.

Gdy koronalny wyrzut masy zbliży się do Ziemi, doprowadza do zaburzeń ziemskiej magnetosfery. Powoduje wówczas tworzenie się zórz polarnych. Intensywne burze słoneczne mogą uszkadzać sieci przesyłowe energii elektrycznej, zakłócać łączność, a nawet zmieniać trajektorie satelitów i niszczyć ich podzespoły elektroniczne.

Ale nawet bez koronalnych wyrzutów masy Słońce nieustannie wysyła w przestrzeń stały strumień plazmy zwany wiatrem słonecznym. Rozchodzi się on promieniście we wszystkich kierunkach. Wiatr słoneczny deformuje magnetosferę Ziemi. Utrata przez Marsa atmosfery jest też prawdopodobnie skutkiem działalności wiatru słonecznego. Zasięg wiatru słonecznego określa też granicę tzw. heliosfery.

Słońce w liczbach

• Potrzeba niemal milion geoid wielkości Ziemi, aby wypełnić wnętrze Słońca;
• Światło słoneczne dociera na powierzchnię naszej planety w ciągu około 8 minut i 20 sekund. Jego wydobycie się z jądra gwiazdy na powierzchnię trwa miliony lat;
• Prędkość obrotowa Słońca wynosi 1,997 km/s;
• Słońce obraca się z zachodu na wschód, czyli odwrotnie niż Ziemia;
• Gwiazda obraca się szybciej na równiku niż w pobliżu biegunów;
• Słońce porusza się z prędkością 220–250 km/s. Znajduje się około 24–26 tys. lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Potrzebuje około 225–250 milionów lat, aby pokonać jedną orbitę wokół centrum naszej Galaktyki.
• Odległość Ziemi od Słońca nie jest stała. Zmiany odległości są wynikiem eliptycznej orbity, po której porusza się nasza planeta. Odległość ta waha się od 147 do 152 mln km. Średnia odległość między Słońcem a Ziemią wynosi 149 597 870 km. Jest to jednocześnie miara zwana jednostką astronomiczną (j.a. albo AU).

1 z 1