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 ]

Tylko zewnętrzne warstwy Słońca, tj. atmosfera , dostępne są bezpośrednim szczegółowym obserwacjom. Powstające tam fotony mogą dotrzeć do obserwatora nie oddziałując po drodze. Niosą więc informację o fizycznych warunkach panujących w obszarach, w których powstawały. Dzięki temu możliwe są bardzo dokładne badania struktury atmosfery Słońca i występujących w niej zjawisk. O budowie jego wnętrza oraz zachodzących tam procesach możemy wnioskować tylko pośrednio, gdyż z wyjątkiem przenikliwych neutrin żadne cząstki powstające w głębszych warstwach nie mogą ich opuścić w niezmienionej postaci. W oparciu o rozważania teoretyczne, głównie teorię ewolucji gwiazd, konstruowane są matematyczne modele opisujące budowę Słońca oraz zmiany zachodzące w jego strukturze od momentu narodzin do dziś i dalej. Warunki panujące we wnętrzu wpływają na obraz warstw powierzchniowych, zatem porównanie cech modelowych powierzchni Słońca z obserwowanymi staje się testem poprawności modelu. Porównanie takie wymaga znajomości wieku Słońca. Wielkość tę można oszacować, badając wiek meteorytów - najstarszych ciał w Układzie Słonecznym. Wyznaczany na podstawie zawartości radioaktywnych izotopów o długim czasie rozpadu (takich jak rubid, tor czy uran), wiek meteorytów jest znany dość dokładnie i wynosi (4,55 0,05) x 109 lat. Czas życia Słońca jest niewiele dłuższy. Faza kurczenia się obłoku międzygwiazdowego to krótki etap w życiu gwiazd. W przypadku gwiazdy o masie Słońca trwa on kilkadziesiąt milionów lat. Jest to czas porównywalny z niepewnością wyznaczenia wieku meteorytów, które powstawały pod koniec tego etapu lub tuż po jego zakończeniu. Dlatego się przyjmuje, że Słońce ma (4,6 0,1) x 109 lat.

Modele Słońca (a przez to teoria budowy i ewolucji gwiazd) mogą być testowane bardziej rygorystycznie niż modele innych gwiazd. Oprócz globalnych parametrów, takich jak jasność czy promień, potrafimy precyzyjnie obserwować powierzchnię Słońca, a w szczególności jej drgania, których własności zależą od struktury wnętrza. Możliwe też są pomiary strumienia neutrin, co daje pewną informację o warunkach fizycznych panujących obecnie w jądrze Słońca.

Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się głównie z wodoru i helu. W warstwach powierzchniowych wodór stanowi 72% masy, a hel około 26%. Niecałe 2% składu chemicznego Słońca to pierwiastki cięższe, wśród których najobfitszymi są: węgiel (C), azot (N), tlen (O), neon (Ne), magnez (Mg), krzem (Si), siarka (S), argon (Ar), wapń (Ca), nikiel (Ni) i żelazo (Fe). W jego atmosferze obserwowane są również śladowe ilości prostych związków chemicznych, takich jak grupa cyjanowa (CN), CH, grupa wodorotlenowa (OH) i NH.

Kula plazmy słonecznej utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej z jednej strony przez siły grawitacji, z drugiej zaś - przez rosnące z głębokością ciśnienie gazu, które równoważy coraz większy ciężar materii znajdującej się powyżej. W centrum Słońca ciśnienie osiąga wartości rzędu 1016 paskali (Pa), co wiąże się z wysoką temperaturą (kilkanaście milionów stopni), umożliwiającą zachodzenie reakcji jądrowych. Słońce, jak każda gwiazda ciągu głównego, czerpie energię z zamiany wodoru w hel. Na podstawie obserwacji powierzchni nie potrafimy stwierdzić, ile helu powstało w jego wnętrzu do dzisiaj. Trzeba się odwołać do teorii; ewolucyjny ciąg modeli pozwala określić podstawowe własności materii (temperaturę, gęstość, skład chemiczny) w każdym punkcie gwiazdy i w każdej chwili jej życia. Strukturę Słońca opisuje tzw. model standardowy, oparty na najbardziej wiarygodnych założeniach. Wśród nich najważniejszym jest założenie symetrii sferycznej (wszystkie wielkości zależą tylko od odległości od środka Słońca), co wiąże się z zaniedbaniem małych efektów związanych z rotacją i wewnętrznym polem magnetycznym.

Początkowym modelem (wiek "zero") jest kula gazu o jednorodnym składzie chemicznym, znajdująca się w równowadze hydrostatycznej. Każdy następny model różni się od poprzedniego zwiększoną zawartością helu produkowanego w jądrze, a przyrost ten musi odpowiadać całkowitej energii wypromieniowanej w czasie dzielącym oba modele. Parametrami swobodnymi takiej sekwencji są: początkowy skład chemiczny, w szczególności obfitość helu, oraz głębokość warstwy konwekcyjnej. Pierwszy z nich wpływa głównie na temperaturę centralnych warstw, która decyduje o wydajności reakcji jądrowych i w efekcie określa moc promieniowania. Drugi decyduje przede wszystkim o wielkości promienia Słońca. Obydwa są dobierane tak, aby model o wieku Słońca miał jasność i rozmiary równe obecnym L i R. Zgodność taką otrzymuje się, przyjmując, że początkowa obfitość helu zawierała się w granicach 26-28%, a grubość warstwy konwekcyjnej w modelu dzisiejszego Słońca wynosi 25-30% jego promienia.

[ 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