Zjawiska astronomiczne - S

Alfabetyczny spis zajwisk astronomicznych

Słońce - nasza gwiazda dzienna

W środku naszego Układu Planetarnego znajduje się Słońce, jedyna gwiazda, której powierzchnię możemy obserwować od 300. lat za pomocą teleskopów.

 Ta najbliższa Ziemi gwiazda dostarcza nam ciepła i światła, zawdzięczamy jej nasze życie.  Znajduję się ona w odległości 150 milionów kilometrów od naszej planety.
Słońce powstało z gazowo – pyłowego obłoku około 5 miliardów lat temu. Na niebie nawet dziś możemy obserwować miejsca gdzie rodzą się gwiazdy. Do takich obiektów należą gwiazdotwórcze mgławice znajdujące się w gwiazdozbiorze Oriona – mgławica oznaczana w katalogu Messiera symbolem M42 (widoczna na zdjęciu 1).
Słońce jest kulą gazową o średnicy równej 109 średnicom Ziemi. Objętością przewyższa kulę ziemską ponad 1,3 miliona razy, a masą aż 330 tysięcy razy masę Ziemi. Skupia w sobie blisko 99,9 masy Układu Słonecznego. Nasza najbliższa gwiazda składa się głównie z wodoru i helu oraz niewielkiej ilości innych pierwiastków.
Słońce do wytwarzania energii używa jako paliwa najprostszego pierwiastka, który występuje we Wszechświecie – wodoru. Wewnątrz gwiazdy w niewyobrażalnej temperaturze 16 milionów stopni i ciśnieniu 200 miliardów razy większym niż na powierzchni Ziemi zachodzi proces syntezy termojądrowej. W trakcie tego procesu cztery atomy wodoru łączą się ze sobą w atom helu. Wyprodukowana w ten sposób energia jest transportowana z wnętrza gwiazdy przez promieniowanie i konwekcje w kierunku powierzchni. W odróżnieniu od Ziemi, która obraca się jako bryła sztywna poszczególne fragmenty Słońca rotują z różnymi prędkościami. Obszary równikowe obracają się w ciągu 25 dni, natomiast rejony okołobiegunowe na jeden obrót potrzebują aż 35 dni.
Widoczna powierzchnia Słońca grubości około 500 kilometrów nosi nazwę fotosfery. Temperatura fotosfery wynosi około 5500 Kelwinów.
Jeżeli obserwujemy fotosferę Słońca w obszarze widzialnym z dużą zdolnością rozdzielczą to ujawnia się jej złożona struktura zwana granulacją. Granulację powodują prądy konwekcyjne, czyli słupy gorącego gazu, przenoszącego energię z wewnętrznych warstw Słońca do fotosfery.
Ponad fotosferą znajduje się rozległa, składająca się z dwóch warstw – atmosfera. Chromosfera, bezpośrednio przylegająca do fotosfery oraz warstwa zewnętrzna atmosfery Słońca – korona, która rozciąga się praktycznie do granic Układu Słonecznego.
Strumienie wysokoenergetycznych cząstek, wydostających się z atmosfery Słońca, przenikające na zewnątrz korony noszą nazwę wiatru słonecznego. Wiatr słoneczny tworzą elektrony i jony poruszające się z szybkością 400 km/s. Na powierzchni Słońca występuje wiele różnych ciekawych zjawisk, które możemy obserwować za pomocą teleskopów z odpowiednimi filtrami, w które wyposażono przyszkolne obserwatoria astronomiczne astrobaza.
Na wiele zjawisk, występujących na powierzchni Słońca, ma wpływ pole magnetyczne. Pole magnetyczne, które jest związane z biegunowością Słońca zmienia się w cyklu
11. letnim. W takim też cyklu pojawiają się plamy słoneczne, są one jednym z najbardziej charakterystycznych przejawów aktywności słonecznej. Plamy słoneczne to obserwowane na powierzchni Słońca (fotosferze) ciemne obszary o rozmiarach od kilkuset do 100 tysięcy kilometrów i w czasie życia od kilkunastu dni do kilkunastu miesięcy. Są ciemne, gdyż są o kilkaset stopni chłodniejsze niż otoczenie. Liczba plam słonecznych waha się okresowo i jest ściśle związana ze zmianami pola magnetycznego Słońca. Wieloletnie obserwacje plam doprowadziły do odkrycia 11. letniego cyklu ich zmian.
Obserwacje plam słonecznych wykorzystano do wyznaczania okresu obrotu Słońca. Do obserwacji plam słonecznych wykorzystujemy teleskopy wyposażone w odpowiednie filtry (zdjęcie nr 2).
Innym ciekawym zjawiskiem, które możemy obserwować w zewnętrznych rejonach Słońca, są potężne wyrzuty materii w przestrzeń kosmiczną zwane protuberancjami. Protuberancje jeszcze do niedawna były doskonale widoczne dla astronomów amatorów tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca. Dzięki wyposażeniu Astrobaz w specjalne teleskopy, które filtrują Słoneczne promieniowanie, możemy obserwować wyrzuty materii w każdy pogodny dzień.
Protuberancje obserwowane na brzegu tarczy słonecznej to wyrzuty gorącej plazmy poruszającej się wzdłuż linii sił pola magnetycznego (zdjęcie nr 3). Mogą się wznosić na wysokość kilku tysięcy kilometrów nad fotosferę. Jeżeli spojrzymy przez teleskop Coronado na powierzchnię Słońca to protuberancje tworzą ciemne linie zwane włóknami (zdjęcie nr 4).
W czasie maksimum aktywności słonecznej na brzegach obszarów zajmowanych przez plamy słoneczne dochodzi do potężnych rozbłysków. Podczas rozbłysku następuje wyrzucenie w przestrzeń międzyplanetarną bardzo gorącej plazmy. Strumienie energetycznych cząstek wyrzucanych podczas rozbłysków powodują zakłócenia w transmisjach telewizyjnych, w pracy telefonii komórkowej i Internetu, prowadzą do uszkodzenia linii energetycznych – wysokiego napięcia oraz pojawienie się świecenia nocnego nieba w postaci zórz polarnych. Zorze polarne mogą być obserwowane także z terenu Polski tak jak to miało miejsce w listopadzie 2003 roku i w kwietniu 2013 roku (zdjęcie nr 5).
Ilość energii, którą będziemy otrzymywać od Słońca na Ziemi nie powinna zmienić się przez najbliższe 4 miliardy lat. Po tym czasie Słońce wejdzie w kolejny etap ewolucji stając się czerwonym olbrzymem. Zwiększając swoje rozmiary pochłonie planety wewnętrzne (Merkurego i Wenus, być może i Ziemię). Po wyczerpaniu zapasu helu jądro Słońca zacznie się kurczyć zwiększając stopniowo swoją gęstość aż osiągnie stadium białego karła. Zewnętrzne warstwy Słońca rozpłyną się w przestrzeni kosmicznej tworząc mgławicę planetarną (zdjęcie nr 6). Ziemia, jeżeli przetrwa te procesy, będzie już tylko jałową pozbawioną życia planetą, krążącą wokół powoli umierającej gwiazdy.

Eugeniusz Mikołajczak – koordynator Astrobazy w Inowrocławiu

Astrobaza Kopernik © 2013

Projekt i wykonanie: PRO-COMP