AstroNEWS - Astronomiczne Aktualności
- Imieniny

Wszechświat

Gwiazdozbiory

Inne

Info o stronie

Strona kompatybilna ze standardami W3C

Zalecana rozdzielczość: 1024x768 z 24-bitowym kolorem.

statystyka

Układ Słoneczny

Sonda

Celujący
Bardzo dobry
Dobry
Dostateczny
Dopuszczający
Niedostateczny

Zobacz wyniki

Subskrypcja

Jeśli chcesz być powiadamiany o nowościach wpisz swój adres email:


Strona główna » Układ Słoneczny » Słońce » Struktura Słońca

Struktura Słońca

Struktura Słońca
Region:Promień:Podstawowe składniki:
Korona: 500%+ H-75%, He-24%, inne 1% (wysoka jonizacja)
Chromosfera: 2% jak wyżej (niska jonizacja)
Fotosfera: 0,2% jak wyżej (niska jonizacja)
Strefa konwekcyjna: 18,8% jak wyżej (niska jonizacja)
Strefa promieniowania: 58% jak wyżej (wysoka jonizacja)
Jądro: 23% He-64%, H-35%, inne 1% (całkowita jonizacja)

Zewnętrze

Granule

GranuleObserwowane w fotosferze słonecznej jasne obszary o rozmiarach od 100 do 2000 km, nadające tej warstwie niejednorodny, ziarnisty wygląd. Granule są wynikiem silnych ruchów konwektywnych, występujących w podfotosferycznych warstwach Słońca. Granule poruszają się prostopadle do powierzchni fotosfery z prędkościami ok. 1 km/s. Jasność granuli jest ok. 10% większa niż jasność tła, dzięki temu, że mają wyższą o 300-400°C temperaturę. Granulacja jest zjawiskiem bardzo zmiennym. Wędrujące ku górze granule ochładzają się i po 2-5 minutach przestają być widoczne, a na ich miejsce pojawiają się nowe.

ProtuberancjaProtuberancje

ŁukProtuberancje - jeden z przejawów aktywności Słońca. Obłoki gorącego (temperatura 8000-15 000°C), rozrzedzonego gazu wyrzucane nad chromosferę. Protuberancje tzw. spokojne osiągają wysokość średnio ok. 30 tys. km, a czas ich życia dochodzi do kilku dni. Natomiast protuberancje wybuchowe żyją od kilkunastu minut do kilkunastu godzin i oddalają się od Słońca na setki tysięcy km. Materia wyrzucona ze Słońca w trakcie protuberancji spływa następnie ku jego powierzchni.

RozbłyskiWiatr słoneczny

Wiatr słonecznySłoneczny wiatr, strumień naładowanych cząstek wypływających w przestrzeń międzyplanetarną z korony słonecznej. Składa się głównie z protonów poruszających się z prędkościami od 250 do 800 km/s, natężenie słonecznego wiatru w pobliżu Ziemi wynosi ok. 5×108 protonów na cm2 na s. Słoneczny wiatr wywołuje zaburzenia pola magnetycznego Ziemi (tzw. burze magnetyczne), odpowiada również za odchylanie warkoczy komet. Istnienie słonecznego wiatru przewidzieli astronomowie L. Biermann i E.N. Perker na początku lat 50. XX w., potwierdzenie doświadczalne przyniosły badania satelitarne 1959-1962 (Łuna 2 i 3, Mariner 2).

KometaPlamy

Plamy na SłońcuPlamy słoneczne, ciemne obszary widoczne na powierzchni Słońca. Pojawiają się między 10 a 40 stopniem północnej i południowej szerokości heliograficznej, gdzie pojawiają się nieregularnie. Mają średnicę od setek do ponad 100 tys. km oraz dostrzegalną strukturę: ciemne miejsce (tzw. obszar cienia) otoczony jest obszarem o pośredniej jasności (tzw. obszar półcienia), duże plamy słoneczne otoczone są jasnymi pierścieniami. Z plamami słonecznymi związane jest pole magnetyczne (B = 0,01-0,3 T). Temperatura plam słonecznych jest niższa niż otaczającej fotosfery o ok. 1000 °C. Czas ich życia zamyka się w granicach od kilku do kilkunastu miesięcy. Plamom słonecznym towarzyszą pochodnie słoneczne. Częstotliwość, położenie i wielkość plam słonecznych zależy od momentu cyklu aktywności Słońca trwającego 11 lat, a ich powstawanie wynika z zaburzeń transportu konwektywnego ciepła z wnętrza Słońca. Po mimo względnej czerni plam, ich jasność powierzchniowa jest nadal 5000 razy większa niż jasność tarczy Księżyca.

Plamy na Słońcu z bliskaRozwój plam słonecznych postępuje według poniższych punktów:

  1. Mała plama, pora
  2. Grupa plam w układzie z dwoma środkami ciężkości (dwubiegunowa)
  3. Grupa dwubiegunowa, w której jedna z plam głównych ma półcień
  4. Grupa dwubiegunowa, w której obie plamy główne mają półcień
  5. Duża grupa plam o strukturze dwubiegunowej. Wiele plam ma półcień. Pomiędzy dużymi plamami widać liczne małe plamy bez półcieni.
  6. Okres największego rozwoju grupy plam.
  7. Duża grupa dwubiegunowa ze zmniejszoną liczbą małych plam
  8. Większa plama z większym półcieniem
  9. Plama z mniejszym półcieniem (grupa jednobiegunowa)

Struktura SłońcaWnętrze

Jądro

Reakcja termojądrowa w jądrze SłońcaTo najgorętsze miejsce gwiazdy. Temperatura wynosi tu 15 mln °C. W takiej temperaturze materia przyjmuje czwarty stan skupienia jakim jest plazma. Jądra atomów w plazmie stykają się bezpośrednio ze sobą. Występuje tu reakcja termojądrowa. Cztery jądra wodoru łączą się, dając jedno jądro helu. Jądro słoneczne składa się w 64% z helu, 35% wodoru z domieszką innych pierwiastków.

Strefa promienista

Strefa promienista jest rozległą okolicą, wysoko zjonizowynych, bardzo gęstych gazów mocno bombardowanych przez promienie gamma wydobywające się z jądra w procesie syntezy termojądrowej. Promienie gamma podgrzewają strefę która następnie wysyła fotony.

Strefa konwekcyjna

Diagram gęstości i temperatury wnętrza SłońcaStrefa konwekcyjna jest strefą ruchów konwekcyjnych. Gorąca materia z pod spodu płynie do góry gdzie ochładza się oddając energię fotosferze i później opada. Gaz w tej strefie jest mniej zjonizowany, dlatego jest zdolniejszy do większej absorpcji fotonów wynurzających się ze strefy promienistej.

Fotosfera

Fotosfera słoneczna, najgłębsza z możliwych do bezpośrednich badań warstwa atmosfery Słońca. Źródło prawie całego promieniowania elektromagnetycznego Słońca docierającego do Ziemi. Temperatura (średnia) fotosfery słonecznej wynosi 6000 °C, widmo jest ciągłe (maksimum w barwie zielonej) z liniami absorpcyjnymi (Fraunhofera linie). Grubość fotosfery wynosi 0,001 promienia Słońca, ok. 300 km. W fotosferze słonecznej obserwuje się granulacje i prądy konwekcyjne. Gołym okiem widziana jako tarcza słoneczna. Fotosfera słoneczna nie jest jednolita, jak wykazały obserwacje, posiada strukturę ziarnistą, pokryta jest pewnego rodzaju ziarnami o rozmiarach rzędu kilkuset kilometrów. Poza ziarnami na powierzchni fotosfery słonecznej dają się zaobserwować ciemniejsze miejsca zwane plamami słonecznymi. Plamy stanowią zagłębienia w fotosferze słonecznej, ich średnica dochodzi do setek tysięcy km, mają temperaturę niższą (4600-5100 °C) od otaczającej je materii.

Paradoks termiczny

Temperatura zewnętrznych warstw SłońcaWewnętrzna temperatura Słońca zmniejsza się od 15 mln °C w jądrze do 6000°C przy fotosferze. Zgodnie z prawami termodynamiki, według których ciepło nie może być przekazywane z chłodni do grzejnika. Jednak na zewnątrz jest inaczej. Wbrew drugiemu prawu termodynamiki, chromosfera jest gorętsza od fotosfery, a korona osiąga temperaturę nawet 2 mln °C. Jest to jedna z zagadek współczesnej fizyki i astronomii. Teoretycznie, sfery te nagrzewają się przez działanie pola magnetycznego i akustowanie uderzeń granuli fotosferycznych.

Rotacja

Rotacja SłońcaRównik Słońca nachylony jest do ekliptyki pod kontem 7°, obraca się wokół własnej osi jak większość ciał Układu Słonecznego. Ale jak już wiemy, Słońce jest kulą niewiarygodnie tak gorącego gazu, że żadne ciało stałe nie może na nim istnieć. Dlatego Słońce w różnych szerokościach heliograficznych obraca się z różną szybkością. Równikowe okolice pełny obrót wykonują w 25 dni, przy szybkości 7250 km/h. Polarne okolice obracają się wolniej, 34 dni. Ta obrotowa różnica powoduje rodzaj atmosferycznego przesunięcia lub cięcia, które przyczyniają się do powstania plam słonecznych.

Autor: Michał Niedźwiecki
Opublikowany: 2008-07-20 23:10
Uaktualniony: 2008-07-21 10:50

Komentarze (1)