SŁOŃCE

Słońce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz

mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

Słońce jest oddalone od Ziemi o około 150 mln km, leży w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysięcy lat świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od

płaszczyzny równika Galaktyki. Okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością ok. 220-260 km/s w czasie ok. 226

milionów lat, co daje ponad 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii gwiazdy.

Chociaż najbliższa gwiazda jest od dawna intensywnie badana wiele dotyczących jej kwestii pozostaje nierozstrzygniętych. Nie poznano też dokładnie

mechanizmu podgrzewania zewnętrznych warstw słonecznej atmosfery do temperatur rzędu miliona kelwinów. Mechanizmy te próbuje się tłumaczyć na

gruncie magnetohydrodynamiki, choć powstają również niestandardowe teorie, takie jak Elektryczne Słońce, co do

której istnieją jednak liczne kontrowersje i zastrzeżenia.

a

Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie

kurczenia się obłoku międzygwiazdowego, Słońce znalazło się na ciągu głównym (zob. Diagram H-R). Przez 4,6

miliarda lat Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze

młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko 40%. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej

więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma i prawdopodobnie[5] pochłonie trzy najbliższe sobie planety, po około miliardzie lat odrzuci zewnętrzne

warstwy i będzie zapadało pod własnym ciężarem przeistaczając się w białego karła.

EWOLUCJA SŁOŃCA

Protuberancje - jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca się ze stosunkowo gęstej plazmy

koronalnej, o niskiej temperaturze (kilku do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów), wmrożonej w pole magnetyczne.

Protuberancja otoczona jest plazmą koronalną o temperaturze rzędu 1,5 mln K, pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazmę protuberancji od gorącej plazmy koronalnej. Ich masa

wynosi ok. 1014 kg. Wznoszą się one na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca. Tory protuberancji wskazują na niewątpliwy wpływ pola magnetycznego na ich ruchy.

Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza

zaćmieniami za pomocą koronografu.

PROTUBERANCJA

Protuberancja spokojna - obserwowana jest w postaci długiej, płaskiej, przypominającej kartkę struktury zorientowanej niemal prostopadle do powierzchni Słońca. Typowe rozmiary to: długość od 30000 do 60000 km, wysokość od 20000 do 10000 km, grubość około 5000-10000 km. Protuberancje spokojne prezentują wielkie bogactwo form i nie można ich opisać za pomocą jednego wspólnego modelu.Protuberancja eruptywna - protuberancja, w której obserwuje się szybkie wznoszenie się materii (plazmy). Przyczyną erupcji jest przebudowa struktury pól magnetycznych, np. w wyniku rozbłysku słonecznego (czyli gwałtownej, lokalnej anihilacji pola magnetycznego).

Erupcja protuberancji spokojnej - powstaje wtedy, gdy pole magnetyczne podtrzymujące jej materię ulega destabilizacji i zaczyna wznosić się w koronie ze wzrastającą prędkością. Prędkość ta w początkowej fazie erupcji wynosi kilka km/s i wzrasta stopniowo do kilkuset km/s, często przekraczając prędkość ucieczki. Materia wynoszona jest w przestrzeń międzyplanetarną, niekiedy znaczna jej część może wrócić do chromosfery wzdłuż linii pola magnetycznego.

Protuberancja typu arkada pętli - Powstają w następstwie rozbłysków i istnieją przez wiele godzin, a nawet dni. Widoczna jest ewolucja arkady w postaci pojawiania się kolejnych, coraz wyższych pętli i jednocześnie zanikania tych niżej położonych.

Rodzaje protuberancji

Granule – niewielkie (do 1400 km średnicy) komórki konwekcyjne plazmy wynoszone do góry w strefie konwekcyjnej Słońca, o temperaturze wyższej niż średnia temperatura powierzchni.

Ziarnisty wygląd powierzchni Słońca pochodzi od szczytów granul i nosi nazwę granulacji. Brzegi granul są ciemniejsze, gdyż tworzy je zimniejsza, opadająca plazma. Jednak różnice jasności między środkiem a brzegiem granuli nie są duże, i wynoszą kilkanaście procent średniej wartości.

Pomiary przesunięć dopplerowskich granul dostarczają potwierdzenia dla ich konwekcyjnej natury. W środku granul plazma wznosi się z prędkością ok. 400 m/s i rozpływa na boki z prędkością ok. 250 m/s.

Granule

Wiatr słoneczny – strumień cząstek wypływających ze Słońca, składających się przede wszystkim z protonów i elektronów o dużej energii. Protony spokojnej fazy wiatru mają energię około 0,5 keV, zaś podczas rozbłysków rejestrowane są cząstki o energii do 1

GeV. Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Badania sondy Ulysses wykazały, że w płaszczyźnie słonecznego równika prędkość wiatru jest średnio ponad dwukrotnie mniejsza, niż na szerokościach heliograficznych obszaru polarnego.

Podczas szczytu aktywności słonecznej, gdy zanikają polarne dziury koronalne, prędkość wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Słońca zmniejsza się.

Ruch cząstek deformowany jest przez pole magnetyczne przede wszystkim samego Słońca oraz wiatr z pobliskich gwiazd, w wyniku czego nie jest zachowana symetria

sferyczna wypływu (przestrzeń "wypełniana" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Spiralny kształt linii pola magnetycznego Słońca powoduje, że wiatr słoneczny

propaguje się z większą prędkością, niż wielkość składowej radialnej, a zasięg tej emisji ograniczony jest przez wiatr gwiazdowy innych gwiazd.

Wiatr słoneczny odkształca magnetosferę Ziemi, zaś obłoki plazmy emitowane podczas rozbłysków, będące formą zaburzenia np. gęstości i prędkości wiatru, powodują burze

magnetyczne.

Wiatr słoneczny

Deformacja słonecznego pola magnetycznego przez wiatr

galaktyczny.

Zaćmienie Słońca- powstaje, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne.

Zaćmienie Słońca

* zaćmienie częściowe – występuje, gdy obserwator nie znajduje się wystarczająco blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc, by znaleźć się całkowicie w cieniu Księżyca, lecz na tyle blisko, że znajduje się w półcieniu. * zaćmienie całkowite – występuje, gdy obserwator znajduje się w cieniu Księżyca. W takim przypadku widoczna staje się korona słoneczna. Jest to możliwe dzięki temu, że obserwowane rozmiary kątowe Księżyca są tylko nieznacznie większe od rozmiarów kątowych Słońca i w przypadku zaćmienia całkowitego, Księżyc przysłania całkowicie powierzchnię Słońca, ale nie przysłania korony słonecznej. * zaćmienie obrączkowe – zwane również zaćmieniem pierścieniowym występuje wtedy, gdy, podobnie jak w przypadku zaćmienia całkowitego, obserwator znajduje się bardzo blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc. * zaćmienie hybrydowe – zachodzi wówczas, gdy w pewnych miejscach Ziemi to samo zaćmienie jest całkowite, a w innych obrączkowe. Tylko około 5% wszystkich zaćmień jest hybrydowych.

Rodzaje zaćmień Słońca

- gałąź przemysłu zajmująca się wykorzystaniem energii promieniowania słonecznego zaliczanej do odnawialnych źródeł energii.Energetyka słoneczna - gałąź przemysłu zajmująca się wykorzystaniem energii promieniowania słonecznego zaliczanej do odnawialnych źródeł energii.

Energetyka słoneczna

Do Ziemi dociera promieniowanie słoneczne zbliżone widmowo do promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 5700 K. Przed wejściem do atmosfery moc promieniowania jest równa 1367 W/m² powierzchni prostopadłej do promieniowania słonecznego. Część tej energii jest odbijana i pochłaniana przez atmosferę, do powierzchni Ziemi w słoneczny dzień dociera około 1000 W/m².

Ilość energii słonecznej docierającej do danego miejsca zależy od szerokości geograficznej oraz od czynników pogodowych. Średnie roczne nasłonecznienie obszaru Polski wynosi ~3500 MJ*m-2*rok-1 (~1100 kWh*m-2*rok-1) na poziomą powierzchnię, co odpowiada wartości opałowej 120 kg paliwa umownego[1].

Promieniowanie słoneczne

Rozkład nasłonecznienia kuli ziemskiej z uwzględnieniem wpływu atmosfery ziemskiej

Wykonała Anna

Pietruczuk Kl. II LO