Właściwa strona - http://www.wiw.pl/Astronomia/0701-c3-slonce.asp Wiw Matematyka i przyroda: Astronomia Biologia Fizyka Matematyka Humanistyka: Historia Kultura antyczna Literatura Plastyka Inne: Szkoły wyższe Biblioteka Wszechświat w obrazkach Słowniki Nowinki Nowości 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 - Niebo w tym miesiącu - Eseje Szukacz Przeszukaj za pomocą Szukacza: witrynę Astronomia cały Wirtualny Wszechświat Przeszukaj inne witryny wydawnictwa Prószyński i S-ka Jak zadawać pytania? 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/m 3 , 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 1,5x10 5 kg/m 3 , jest większa od gęstości jakiegokolwiek metalu, jednakże wysoka temperatura ok. 1,5x10 7 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. Słońce jest kulą gazową składającą się głównie z wodoru i helu. Nawet w jego centrum, gdzie gęstość sięga 100 tysięcy kg/m 3 , 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 10 4 do 10 2 kg/m 3 , 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 - strona główna | Astronomia i kosmologia | Biologia | Fizyka | Matematyka | Historia | Kultura antyczna | Literatura | Szkoła-Plastyka | Nowinki | Nowości | Szkoły wyższe | Biblioteka | Wszechświat w obrazkach | Słowniki | Copyright Prószyński i S-ka SA 2000. All rights reserved. Wszystkie prawa zastrzeżone.