Spis treści tego rozdziału:
- Odległość Ziemi od Słońca
- Wielkość, skład i temperatura Słońca
- Plamy na Słońcu i cykl słoneczny
- Fotosfera Słońca
- Chromosfera Słońca
- Protuberancje na Słońcu
- Korona słoneczna
- Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię, wiatr słoneczny.
- Jak długo Słońce będzie jeszcze świecić?

 

Odległość Ziemi od Słońca zmienia się podczas ruchu orbitalnego Ziemi, która osiąga peryhelium (Ziemia jest najbliżej Słońca) w styczniu i aphelium (Ziemia jest najdalej od Słońca) w lipcu; jej średnia długość to około 150 mln km. Tę średnią odległość światło pokonuje w ciągu około 8 minut i 19 sekund. Fakt, że Słońce tkwiąc tak daleko od Ziemi, tak jasno świeci, uzależniając od siebie nieomal całe życie na naszej planecie, każe przypuszczać, iż jego wpływ jest ogromny. Energia słoneczna (światło i ciepło Słońca) jest niezbędna dla większości form życia na Ziemi, poprzez proces fotosyntezy zasilający najniższy poziom większości ekosystemów, a także napędza ziemską pogodę. 

 

 

Słońce jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę około 109 razy większą niż Ziemia; wynosi ona około 1 392 684 km. Jego masa jest około 333 tysięcy razy większa niż masa Ziemi, a 745 razy większa niż łączna masa wszystkich planet naszego Układu. Słońce stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego.
Główne budulce Słońca to gazy: wodór (71% masy Słońca) i hel (27% masy Słońca). Około trzy czwarte masy Słońca tworzy wodór, podczas gdy resztę stanowi głównie hel. Pozostałe 1,69% tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo.

We wnętrzu Słońca pracuje gigantyczny reaktor jądrowy, którego temperatura dochodzi do 14 milionów stopni Celsjusza. Na Słońcu nieustannie zachodzą reakcje jądrowe (ściślej: reakcje termonuklearne przebiegają tylko w pobliżu środka Słońca), które są źródłem jego ogromnej energii, a dokładniej - źródłem energii Słońca jest reakcja syntezy jądrowej, czyli proces dzięki któremu wodór przemienia się w hel.

Temperatura obserwowanej przez nas powierzchni Słońca (czyli fotosfery) osiąga około 6000 stopni Celsjusza. To i tak bardzo dużo - bezpośrednie patrzenie na Słońce (także przez teleskop albo lunetę) jest bardzo niebezpieczne, należy spoglądać na nie choćby przez mocno zadymioną płytkę szklaną, albo przez specjalne okulary.

 

 

Obserwując Słońce za pomocą teleskopu, na jego powierzchni można zaobserwować ciemne miejsca, znane jako plamy słoneczne. Chociaż obserwator widzi je jako miejsca ciemne, to w rzeczywistości świecą one całkiem jasno; wydają sie one ciemne poprzez kontrast z otaczającą ją powierzchnią Słońca. Plamy słoneczne są chłodniejsze od otoczenia mniej więcej o 2000 stopni Celsjusza. Największe plamy mogą mieć średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów. Słońce nie jest stabilną kulą gazową - liczba plam widocznych na Słońcu nie jest stała, ale zmienia się w 11-letnim cyklu znanym jako cykl słoneczny. W maksimum cyklu można zaobserwować dużą liczbę plam (mówimy wtedy, że Słońce wykazuje dużą aktywność), a w minimum aktywności słonecznej, plamy są mało widoczne, albo mogą nie występować wcale przez kilka dni.

Najwcześniejsze zapiski dotyczące plam słonecznych pochodzą z dokumentów chińskich sprzed około 2000 lat i odnoszą się do obserwacji prowadzonych gołym okiem.

 

 

Widoczna gołym okiem jasno świecąca powierzchniowa warstwa Słońca, nazywana jest fotosferą. Fotosfera składa się z milionów ziaren - granuli, których średnica dochodzi od kilkuset km do około 1000 km. Wygląd powierzchni Słońca nieustannie się zmienia - czas życia pojedynczej granuli wynosi około 10 minut. Z fotosfery wznoszą się potężne strumienie gazu zwane spikulami lub bryzgami chromosferycznymi. Ich średnica może dochodzić do 15 000 km, ale czas ich życia nie przekracza kilku czy też kilkunastu minut.

 

 

Położona nad fotosferą warstwa Słońca jest nazywana chromosferą. Ma ona czerwone zabarwienie, a głównym jej składnikiem jest gazowy wodór. W normalnych warunkach, ze względu na sąsiedztwo znacznie jaśniejszej fotosfery, jej obserwacja nie jest możliwa. Chromosferę można jednak zobaczyć podczas całkowitego zaćmienia Słońca, kiedy Księżyc zasłania fotosferę.

 

 

Od czasu do czasu z chromosfery Słońca są wyrzucane masy świecącego wodoru, nazwane protuberancjami, które z wyglądu przypominają wyrzuty lawy z wulkanu. Przeciętna długość protuberancji wynosi około 100 000 km. Rozróżniane są protuberancje wybuchowe - eruptywne i spokojne. Wybuchowe są zjawiskami niezwykle gwałtownymi, ich czas życia jest krótki. Spokojne przebiegają znacznie mniej raptownie i mogą trwać tygodniami. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami za pomocą przyrządu astronomicznego zwanego koronografem. [patrz też: video na dole tego rozdziału]

 

 

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy fotosfera jest zasłonięta przez Księżyc, można łatwo dostrzec także koronę słoneczną. Jest to najbardziej zewnętrzna część słonecznej atmosfery, a tworzy ją rozrzedzony wodór rozgrzany do wysokiej temperatury. Wielkość i kształt korony słonecznej są zmienne: w okresach wzmożonej aktywności Słońca korona posiada duże rozmiary i regularny kształt, a w okresach mniejszej aktywności ma mniejsze rozmiary oraz kształt nieregularny. Fale na zewnętrznej powierzchni korony, które losowo rozchodzą się na dużą odległość od Słońca, nazywa się wiatrem słonecznym; rozchodzi się on w obrębie całego Układu Słonecznego. Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, które są źródłem intensywnych rozbłysków chromosferycznych i koronalnych wyrzutów masy.

 

 

Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię przede wszystkim przejawia się w występowaniu przyjemnych dla oka zórz (na umiarkowanych i wysokich szerokościach geograficznych), jak też w zakłóceniach łączności radiowej i przesyłu prądu elektrycznego. 

Wiatr słoneczny jest strumieniem naładowanych cząstek, które Słońce bez przerwy wysyła w przestrzeń. Stwierdzono, że wiatr słoneczny składa się głównie ze swobodnych elektronów, protonów oraz cząstek alfa, czyli jąder helu. Natężenie tego wiatru nie jest stałe, zmienia się wraz z aktywnością Słońca. W maksimum cyklu plam słonecznych wiatr słoneczny jest najsilniejszy.

Ziemia posiada silne pole magnetyczne, które chwyta naładowane cząstki wiatru słonecznego, zatrzymując je w górnych warstwach atmosfery. Obszary, w których uwięzione są te cząstki nazywa się pasami Van Allena. Znajdują się one na wysokościach od 1000 do 5000 km nad biegunami Ziemi i od 15 000 do 25 000 km nad równikiem. Efektem oddziaływania wiatru słonecznego z ziemskim polem magnetycznym, jest wspaniałe zjawisko świetlne, zwane pod nazwą zórz (zorza polarna). na wysokości około 100 km naładowane cząstki wiatru słonecznego oddziałują z gazami tworzącymi ziemską atmosferę, co skutkuje emitowaniem przez atomy gazu światła widzialnego. Z powierzchni Ziemi widać wtedy nieustannie zmieniającą się, różnokolorową grę świateł. Cząstki naładowane skupiają się w pobliżu ziemskich biegunów magnetycznych, dlatego też zjawisko to najlepiej widać na dużych szerokościach geograficznych. Najbardziej widowiskowe zjawiska zachodzą w 24 godziny po większym rozbłysku chromosferycznym.

 

Odkryto także wpływ plam słonecznych na człowieka i na niektóre procesy (zapewne jest ich bardzo wiele) dziejące się na Ziemi. Zauważono, iż nasilanie się plam słonecznych na Słońcu wpływa na serum w ludzkiej krwi. Ponadto udowodniono, że emisja plam słonecznych wpływa również na przyrost słojów drzew.
Wielu uczonych sugeruje wpływ cyklu słonecznego na pogodę, na przykład zanik plam na Słońcu na przełomie XVII i XVIII wieku zbiegł się z niezwykle zimnymi latami w Europie, które nazwano nawet małą epoką lodowcową. Ponadto istnieje duże prawdopodobieństwo, iż aktywność słoneczna ma wpływ na występowanie trzęsień ziemi.
Powstały hipotezy, że takie wydarzenia, jak wojny, najazdy, migracje, powstania czy rewolucje odbywały się zazwyczaj w okolicy szczytu cyklu plam słonecznych.
 

Słońce obecnie jest w przybliżeniu w połowie najbardziej stabilnej części swojego życia. Nie zmieniło się znacznie w ciągu ostatnich czterech miliardów lat i pozostanie stabilne przez kolejne miliardy lat. Słońce będzie świecić, dopóki w jego głębinach cały wodór nie przekształci się w hel. Ocenia się, iż dotychczas w jądrze Słońca około 37% wodoru uległo już przemianie w hel, a więc jego zapas uległ znaczącemu uszczupleniu. Za około 5 miliardów lat spowoduje to narastanie dramatycznego kryzysu paliwowego na Słońcu, który doprowadzi ostatecznie do przekształcenia Słońca najpierw w czerwonego olbrzyma (za około 7 miliardów lat), a następnie w białego karła.

W ciągu najbliższego miliarda lat jasność Słońca wzrośnie jednak na tyle, że oceany Ziemi wyparują i woda uleci w przestrzeń, czyniąc planetę nieprzyjazną dla wszystkich form życia ziemskiego.

 

Chociaż wiedza na temat Słońca stale się rozwija, wciąż istnieją pewne problemy teoretyczne z wyjaśnieniem zjawisk dziejących się na Słońcu.
 

Poniżej jest bardzo fajny plakat o Słońcu przygotowany przez INSTYTUT ASTRONOMICZNY UNIWERSYTETU WROCŁAWSKIEGO [http://helio.astro.uni.wroc.pl/img_opisslonca/sun-infosheet-pol-kopia.gif KLIK]