Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Parametry fizyczne i budowa Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Na podstawie modelu standardowego można stwierdzić, że w ciągu 4,6 miliarda lat ewolucji Słońce zwiększyło zarówno jasność, od początkowej wartości 0,72-0,73 L, jak i promień, od wartości 0,88-0,92 R. Skład chemiczny zewnętrznych warstw najprawdopodobniej nie uległ zmianie (przyjęcie obserwowanych obecnie proporcji pierwiastków w modelu początkowym daje poprawną wartość L), natomiast w centrum Słońca zawartość wodoru spadła do około 40%. Temperatura i gęstość materii słonecznej zmienia się w bardzo dużym zakresie. Na powierzchni gęstość gazu, rzędu 10-4 kg/m3, odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości 50 km (praktycznie jest to próżnia), a jego temperatura wynosi około 6000 K. Gęstość materii w centrum Słońca, wynosząca około 1,5x105 kg/m3, jest większa od gęstości jakiegokolwiek metalu, jednakże wysoka temperatura (ok. 1,5x107 K) utrzymuje ją w stanie gazowym. W tak skrajnie odmiennych warunkach fizycznych mamy do czynienia ze specyficznymi własnościami plazmy i procesami w niej zachodzącymi. Staje się to podstawą do wyróżnienia w Słońcu trzech charakterystycznych obszarów.

...powiększenie  >>>
Słońce jest kulą gazową składającą się głównie z wodoru i helu. Nawet w jego centrum, gdzie gęstość sięga 100 tysięcy kg/m3, wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie gazowym.
Wnętrze Słońca składa się z trzech koncentrycznych warstw: 1) jądra, gdzie wysoka temperatura umożliwia zachodzenie reakcji termojądrowych; 2) otoczki promienistej, w której transport energii odbywa się przez promieniowanie; obszar ten pozostaje w równowadze hydrostatycznej; 3) zewnętrznej warstwy konwekcyjnej, gdzie energia jest transportowana przez burzliwą konwekcję (wstępujące i zstępujące ruchy gorącej materii). Obszary powierzchniowe, dostępne bezpośrednim obserwacjom, tworzą atmosferę Słońca. Jej trzy charakterystyczne warstwy to: 1) fotosfera, w której pojawiają się plamy słoneczne; 2) chromosfera i 3) korona.

W centrum tkwi jądro, rozciągające się do odległości około 0,3 R. Temperatura i gęstość są tam wystarczająco wysokie, by podtrzymać wydajne tempo produkcji energii w termojądrowej przemianie (fuzji) wodoru w hel. Zawartość helu, wytwarzanego najszybciej w centrum, maleje ze wzrostem odległości od środka w miarę spadku temperatury. Ponad tym obszarem znajduje się otoczka Słońca. Praktycznie nie zachodzą w niej reakcje jądrowe i jest ona obszarem chemicznie jednorodnym. W otoczce wyróżnia się dwie koncentryczne warstwy, różniące się mechanizmem transportu energii. Bezpośrednio nad jądrem Słońca znajduje się obszar promienisty otoczki, w którym energia wytworzona w jądrze transportowana jest ku powierzchni na drodze promienistej, tj. poprzez fotony. Gęstość zmienia się w tym obszarze od około 104 do 102 kg/m3, a temperatura od mniej więcej 8 do 2 milionów kelwinów. Powyżej tej warstwy, w odległości większej od 0,7R, nieprzezroczystość materii wzrasta i fotony przestają być wydajnym środkiem transportu energii. Dominującym mechanizmem przenoszenia energii dostarczanej z głębszych warstw staje się ruch materii - konwekcja. Zewnętrzna warstwa otoczki, w której proces ten dominuje, nosi nazwę strefy (lub warstwy) konwekcyjnej i rozciąga się do samej powierzchni Słońca.

Strefa konwekcyjna przechodzi w sposób ciągły w atmosferę, którą można zdefiniować jako obszar dostępny bezpośrednim obserwacjom. Fotony powstające w tych warstwach mają szansę dotrzeć do obserwatora z niezerowym prawdopodobieństwem. Dzięki temu o atmosferze wiemy najwięcej. Warunki panujące w atmosferze Słońca możemy określić na podstawie bezpośrednich obserwacji i analizy emitowanego promieniowania. Trudno wskazać jednoznacznie zewnętrzną granicę atmosfery, która płynnie przechodzi w ośrodek międzyplanetarny. Jej wysokie warstwy są niejednorodne, a ich zasięg zmienia się z czasem.

Krzysztof Jahn
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach