Słońce
 
Encyklopedia
Słońce, symbol ,
najbliższa gwiazda, centralne ciało Układu Słonecznego zawierające 99,87% jego całkowitej masy.
Oznaczenie:
Rodzaj obiektu: gwiazda pojedyncza
Lokalizacja: galaktyka: Galaktyka
Współrzędne i odległość od Ziemi: rektascensja: 19h 04m 31s (bieguna północnego) deklinacja: 63° 52′ (bieguna północnego) 0,00001581277672 l.św. = 0 pc = 1 AU
Typ widmowy i klasa jasności: G2V
Jasność absolutna: jasność składników układu lub gwiazdy pojedynczej: +4,83m
Jasność widoma (obserwowana): jasność składników układu lub gwiazdy pojedynczej: -26,8m
Temperatura efektywna: układ: 5777 K
Słońce — główne źródło energii docierającej do Ziemi — jest gwiazdą ciągu głównego (Hertzsprunga–Russella diagram) klasy jasności V (tj. karłem) typu widmowego G2 o wizualnej jasności absolutnej 484 i jasności bolometrycznej 474 (jasność widoma −267). Masa Słońca wynosi 1,9891 · 1030 kg (332,958 mas Ziemi), promień 696 tysięcy km, średnia gęstość 1,04 g/cm3, przyspieszenie grawitacyjne w warstwie utożsamianej z powierzchnią 274 m/s2, temperatura fotosfery ok. 6000 K; moc promieniowania słonecznego jest równa 3,845 · 1026 J/s; obrót Słońca jest niejednorodny; najszybszy na równiku (okres 25 dni), najwolniejszy w okolicach biegunów (ponad 36 dni); średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi ok. 149 600 000 km (odległość tę przyjęto za wartość jednostki astronomicznej, AU). Słońce znajduje się w odległości ok. 8,5 kpc (parsek) od centrum Galaktyki (które obiega z prędkością 220 km/s w ciągu ok. 250 mln lat), w jednym z jej ramion spiralnych, w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej; w stosunku do gwiazd otaczających Słońce porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa. Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym. Jego warstwy powierzchniowe składają się w przeważającej części z wodoru (72% masy), helu (ok. 26%) oraz w znacznie mniejszych ilościach (w sumie do 2%) z pierwiastków cięższych: węgla, azotu, tlenu, neonu, magnezu, krzemu, argonu, wapnia, niklu, żelaza. W atmosferze Słońca wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, a także śladowe ilości prostych połączeń chemicznych (głównie nienasyconych): CN, CH, OH, NH.
Źródłem energii promieniowanej przez Słońce są reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel, zachodzące w jego wnętrzu, zwłaszcza przemiany tzw. cyklu proton–proton. W wyniku tego cyklu reakcji 4 protony (jądra wodoru) łączą się w cząstkę α (jądro helu) oraz wydziela się energia w ilości 4,27 · 10–12 J na jedną przemianę. Warunkiem koniecznym zachodzenia tych reakcji jest bardzo wysoka temperatura (5 · 107 K) panująca w jądrze Słońca (gęstość materii rzędu 100 g/cm3). Produkowana w jądrze Słońca energia jest przenoszona w postaci promieniowania ku jego powierzchni, ulegając w kolejnych warstwach Słońca absorpcji i ponownej emisji (strefa radiacji). W trakcie tego procesu ulega zmianie rozkład widmowy promieniowania (maksimum z zakresu promieniowania γ przesuwa się ku falom dłuższym), gdyż każdorazowo jest określany przez warunki panujące w warstwie, która to promieniowanie ostatnio emitowała. W górnych warstwach wnętrza Słońca energia jest przenoszona także w wyniku turbulentnych ruchów materii (strefa konwektywna).
Na zewnętrzną warstwę Słońca, która stanowi jego atmosferę, składają się: fotosfera, będąca najgłębszą jej warstwą (widoczną gołym okiem), chromosfera, warstwa przejściowa i korona słoneczna. W fotosferze temperatura maleje z wysokością od ok. 6000 K do ok. 4500 K, gęstość materii spada od ok. 5 · 10–7 do ok. 4 · 10–10 g/cm3. Na powierzchni fotosfery obserwuje się występowanie tzw. granul, tj. obszarów (o rozmiarach ok. 1000 km) jaśniejszych (o temperaturze ok. 100 K wyższej od otaczającej je fotosfery), będących wynikiem zachodzących pod fotosferą ruchów turbulentnych materii. Począwszy od dolnej warstwy chromosfery temperatura rośnie z wysokością, by po przejściu przez warstwę przejściową osiągnąć w dolnej części korony wartość rzędu 1 mln K (wzrost ten tłumaczy się dodatkowym „grzaniem” atmosfery Słońca w wyniku chaotycznych ruchów podfotosferycznej strefy konwektywnej). Z korony odbywa się ustawiczny wypływ materii, która w postaci wiatru słonecznego przenika przestrzeń międzyplanetarną; wypływ materii z korony powoduje spowalnianie rotacji Słońca. W atmosferze Słońca obserwuje się wiele zjawisk o zmieniającym się okresowo (średnio z okresem ok. 11,4 lat) natężeniu. Całokształt tych zjawisk, na które składa się m.in. występowanie w fotosferze plam słonecznych i pochodni, a w chromosferze rozbłysków i protuberancji, oraz zmiany kształtu i wielkości korony, nosi nazwę aktywności słonecznej. Jej przyczyną są zmiany zachodzące w ogólnym polu magnetycznym Słońca. Aktywność słoneczna jest źródłem wielu zjawisk zachodzących w górnych warstwach atmosfery Ziemi, jak zakłócenia pola geomagnetycznego, stanu jonosfery, występowanie zórz polarnych itp.; mają one wpływ na łączność radiową na Ziemi. Przypuszcza się, że Słońce po powstaniu było wielokrotnie bardziej aktywne niż obecnie, a jego obrót odbywał się ok. 10 razy szybciej.
Ilustracje
Słońce, budowawyk. Studio BAMA/Archiwum Ilustracji WN PWN SA © Wydawnictwo Naukowe PWN
Widma optyczne niektórych pierwiastków chemicznych (długość fali w nanometrach)rys. Archiwum Ilustracji WN PWN SA © Wydawnictwo Naukowe PWN
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia