Transcript Anna Pietruczuk "Słońce" 1,4 MB

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.
EWOLUCJA
a
SŁOŃCA
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.
PROTUBERANCJA
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.
Rodzaje protuberancji
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.
Granule
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.
Wiatr słoneczny
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.
Deformacja słonecznego pola
magnetycznego przez wiatr
galaktyczny.
Zaćmienie Słońca
Zaćmienie Słońca- powstaje, gdy Księżyc
znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym
samym przesłoni światło słoneczne.
Rodzaje zaćmień 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.
Energetyka słoneczna
- 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.
Promieniowanie słoneczne
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].
Rozkład
nasłonecznie
nia kuli
ziemskiej z
uwzględnieni
em wpływu
atmosfery
ziemskiej
Wykonała
Anna
Pietruczuk
Kl. II LO