Prezentacja

S Ł O Ń C E
jako gwiazda
i centralne ciało Układu Słonecznego
• Słońce jest typową gwiazdą stacjonarną, nie
przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej
masie i rozmiarach.
• Słońce jest jedną z kilkuset miliardów gwiazd w
Galaktyce. Znajduje się w jednym z ramion spiralnych,
w odległości około 8.5 kiloparseka od środka i
8 parseków od płaszczyzny Drogi Mlecznej.
• Słońce jest centralnym ciąłem Układu Słonecznego,
skupiając w sobie 99.87% jego całkowitej masy. Jest
głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, głównie
w postaci fal elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie.
• Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i
duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania
innych instrumentów pomiarowych i metod niż w
przypadku pozostałych gwiazd.
• Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjawisk zachodzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni
międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony został
dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej
gwiazdy - heliofizyka.
• Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Słońca,
jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią
różnorodność zjawisk i procesów związanych z jego
aktywnością magnetyczną.
Odległość do Słońca
Klasyczne metody wyznaczania odległości do Słońca:
- pomiar paralaksy geocentrycznej, utrudniony ze
względu na brak możliwości jednoczesnych obserwacji
Słońca i gwiazd,
- wyznaczanie odległości z III prawa Keplera,
wykorzystuje się niektóre planetoidy, np. Eros
Współcześnie: metoda radiolokacji daje tysiąckrotny
wzrost dokładności (dokł. kilkanaście kilometrów)
Odległość do Słońca
Średnia odległość Ziemia-Słońce: 149 587 870 km,
czyli ok. 149 600 000 km, czyli 1 AU
Odpowiada to paralaksie geocentrycznej  = 8’’.794148
Światło przebywa tą odległość w ciągu 499.0048 sek.
Średnica tarczy Słońca:
32’ 26” – Ziemia w peryhelium
31’ 31” – Ziemia w aphelium
Rozmiary Słońca
Znając odległość Ziemia-Słońce i pronień kątowy
można wyznaczyć promień liniowy Słońca:
R = 696 000 km,
jest to 109 razy więcej niż promień Ziemi.
Masa Słońca
Masę Słońca można wyznaczyć na podstawie III prawa
Keplera (uogólnionego) zapisanego dla układów ZiemiaKsiężyc i Słońce-Ziemia.
Jeżeli:
M, m, mk – masy Słońca, Ziemi i Księżyca,
aZ, aK – półosie wielkie orbit Ziemi i Księżyca,
PZ, PK – okresy obiegu Ziemi wokół Słońca
i Księżyca wokół Ziemi,
to
PZ2 M  m  aZ3
 3
2
PK m  mK  aK
Masa Słońca
Po przekształceniu:
3
2
 aZ   PK 
M  m  mK      m
 aK   PZ 
Wielkości po prawej stronie są znane z obserwacji lub
innych wyznaczeń. Po podstawieniu odpowiednich wartości
otrzymujemy:
M = 1.99x1030 kg
Masa Słońca jest 330 000 razy większa od masy Ziemi.
Średnia gęstość Słońca wynosi:
 = 1.41X103 kg/m3 (1.41g/cm3) ,
co stanowi 0.25 średniej gęstości Ziemi.
Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi
274 m/s2 i jest 28 razy większe niż na pow. Ziemi.
Obrót Słońca
Słońce obraca się wokół własnej osi nachylonej do prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 715. Wynika
to z obserwacji szczegółów na Powierzchni Słońca.
Równik słoneczny – płaszczyzna prostopadła do osi obrotu
przechodząca przez środek Słońca.
Współrzędne: szerokość i długość heliograficzna
Prędkość kątowa obrotu punktów na powierzchni Słońca
zależy od szerokości heliograficznej.
Punkty na powierzchni w pobliżu równika słonecznego
obiegają Słońce w ciągu 25 dni, okolice bliskie biegunów
dokonują obrotu w ciągu 30 dni.
Widmo i skład chemiczny Słońca
Rodzaje widma
Widmo ciągłe
Widmo absorbcyjne
Widmo emisyjne
Na podstawie obserwacji linii widmowych można określić
skład chemiczny fotosfery słonecznej:
procentowa zawartość masy
wodór H
hel He
tlen O
wegiel C
magnez Mg
67.2%
31.3%
0.62%
0.22%
0.13%
Łącznie w widmie słonecznym odkryto linie absorbcyjne
ok. 70 pierwiastków oraz pasma charakteryzujące
najprostsze cząsteczki CH, CN, NH, OH i in. Jeden
z najbardziej znanych pierwiastków – hel został odkryty
najpierw w widmie Słońca (1868 r.), a dopiero potem
stwierdzono jego obecność na Ziemi.
Skład chemiczny całego Słońca
(na podstawie modelowania wnętrza Słońca)
procent masy Słońca
wodór H
hel He
tlen O
węgiel C
neon Ne
żelazo Fe
azot N
i inne
76.4%
21.8%
0.8%
0.4%
0.2%
0.1%
0.1%
Promieniowanie i temperatura Słońca
Miarą całkowitej energii emitowanej przez Słońce jest
tzw. stała słoneczna. Jest to ilość energii promieniowania
słonecznego padającego prostopadle na powierzchnię
1 cm2 poza atmosferą Ziemi w ciągu jednej minuty:
S = 1.95 cal/cm2/min = 1.36x103 J m-2s-1
Znając średnią odległość Ziemia-Słońce oraz wartość
stałej słonecznej można obliczyć ilość energii La przepływającej w jednostce czasu przez powierzchnię kuli
o promieniu 1 AU:
La = 4a2S = 3.854x1026W = 3.854x1033erg s-1.
Jednocześnie ta sama ilość energii L w jednostce czasu
opuszcza powierzchnię Słońca:
La = L,
gdzie L jest mocą promieniowania Słońca.
Znając promień Słońca, można obliczyć ile energii
w ciągu jednej sekundy wysyła każdy metr kwadratowy
powierzchni słonecznej:
La
7
2
E 

6
.
275
x
10
Wm
4 R 2
Rozkład promieniowania w całym zakresie długości fal opisuje
prawo promieniowania Plancka, zgodnie z którym zdolność
emisyjna ciała doskonale czarnego o temperaturze w skali
bezwzględnej T wyraża się wzorem:
IT
2  2

c2
h
 h 
exp 
1
 kT 
gdzie  — częstotliwość promieniowania, c — prędkość światła
w próżni, k — stała Boltzmanna, h — stała Plancka
(h = 6,626 ∙ 10–34 J ∙ s). Prawo to sformułowane przy
założeniu, że atom może emitować energię jedynie
w określonych porcjach, zw. kwantami energii, stało się jedną
z podstaw mechaniki kwantowej.
Prawo Wiena
Z prawa Plancka wynika inne prawo noszące nazwę
prawa Wiena. Głosi ono, że iloczyn długości fali max dla
której natężenie promieniowania IT przyjmuje wartość
największą i temperatury bezwzględnej T jest stały:
maxT  b
gdzie b ma wartość 0.2898, jeżeli wyraża się w cm.
Prawo Stefana-Boltzmanna
Innym prawem wynikającym z prawa Plancka jest
prawo Stefana-Boltzmanna głoszące, że całkowita energia
promieniowania wysyłanego przez ciało doskonale czarne
jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury
bezwzględnej tego ciała:
E = T4,
gdzie  = 5.67x10-8Wm-2K-4 jest stałą Stefana. Jeżeli jest
znana całkowita energia E wysyłana przez gwiazdę, to
temperatura wyznaczona z powyższego związku nosi nazwę
temperatury efektywnej.
Stosując prawo Stefana-Boltzmana wyliczamy
temperaturę efektywną Słońca:
T 
4
E

 5770 K
Zastosowanie prawa Wiena: maxT = const. do widma
słonecznego prowadzi do wyznaczenia temperatury
Słońca, zwanej temperaturą Wiena. Wynosi ona
ok. 6200 K
Inne sposoby wyznaczania temperatury:
- temperatura barwna, wyznaczana ze stosunku
natężeń w dwóch długościach fal
- temperatura wzbudzenia,
- temperatura jonizacji,
- temperatura kinetyczna
Budowa Słońca
• Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się
głównie z wodoru i helu.
• 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.
•Tylko zewnętrzne warstwy Słońca, tj. atmosfera ,
dostępne są bezpośrednim szczegółowym obserwacjom
• 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.
• Modele Słońca konstruowane są w następujący sposób:
- obserwacje pozwalają na określenie masy Słońca,
wartości jego promienia, średniej gęstości, składu
chemicznego, mocy promieniowania
- uwzględniając znane prawa fizyki można opisać
matematycznie warunki jakie panują wewnątrz
Słońca, w szczególności zmiany ciśnienia, gęstości i
temperatury w zależności od promienia, tworząc
w ten sposób model Słońca
- testowanie modelu polega na porównywaniu z możliwie
wszystkimi dostępnymi obserwacjami
• Równania budowy wewnętrznej:
- równania określające budowę Słońca mają identyczną
postać dla olbrzymiej większości gwiazd
- podstawowym założeniem jest, że każda gwiazda
stanowi kulę gazu doskonałego, do którego stosują
się prawa gazowe
- pomijamy tu pewne szczególne typy gwiazd jak
białe karły czy gwiazdy neutronowe
• Przyjmujemy następujące założenia upraszczające,
dobrze spełnione dla większości gwiazd pojedynczych:
- Słońce jest gwiazdą stacjonarną, czyli znajduje się
w równowadze hydrostatycznej i termodynamicznej
w wystarczająco długim okresie czasu, tj. nie zmienia
się promień Słońca i moc promieniowania, a cała
wyprodukowana wewnątrz energia jest wypromieniowana przez warstwy zewnętrzne
- Słońce ma symetrię sferyczną, gwiazda jest
obiektem pojedynczym
- materia we wnętrzu gwiazdy, w tym również w jej
środku, ściśle spełnia prawa gazów doskonałych
Model Słońca
r/R
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
0.995
1.0
r[km]
0
70 000
139 000
209 000
278 000
248 000
418 000
487 000
557 000
627 000
692 500
696 000
T[K] 106
15.5
13.0
9.5
6.7
4.8
3.4
2.2
1.2
0.7
0.31
0.031
0.006
[kg m-3]
160 000
89 000
41 000
13 300
3 600
1 000
350
80
18
2.0
0.02
0.0
M(r )/M
0.0
0.07
0.35
0.64
0.85
0.94
0.982
0.994
0.999
1.000
1.000
P[N m-2]
3.39x1016
1.58x1016
5.25x1015
1.20x1015
2.34x1014
4.68x1013
1.02x1013
1.20x1012
1.51x1011
8.70x109
4.79x106
Heliosejsmologia – fale akustyczne
Akustyczne fale stojące, przemierzające wnętrze Słońca, są przyczyną
okresowo powtarzających się odkształceń jego powierzchni. Drgania
o ściśle określonej częstości tworzą odkształcenia o prostym wzorze
szachownicy, tak jak przedstawia to rysunek. Rzeczywiste odkształcenia
powierzchni Słońca mają bardziej skomplikowaną postać, gdyż powstają
w wyniku złożenia się fal różnej długości i częstości
Źródła energii słonecznej
We wnętrzu Słońca temperatura wynosi ok.. 15 mln K,
a ciśnienie ok. 3x1016Nm-2. W tych warunkach poszczególne atomy mogą poruszać się z ogromnymi prędkościami
- setki km/sek. Przy znacznej gęstości materii istnieje
możliwość zderzeń pomiędzy jądrami atomów, prowadzących do reakcji termojądrowych.
Cykl protonowo-protonowy (p-p)
W centrum Słońca najczęściej zachodzi cykl reakcji,
w wyniku których z czterech protonów powstaje jądro
helu. Nosi on nazwę cyklu protonowo-protonowego (p-p),
a poszczególne jego etapy są następujące:
I. Dwa protony zderzają się (prawdopodobieństwo 1 raz
na 14 miliardów lat) w wyniku czego powstaje jądro
ciężkiego wodoru (deuteru) składające się z protonu
i jednego neutronu. Podczas tej reakcji następuje
emisja pozytonu e+, który ulega anihilacji z jednym
ze swobodnych elektronów oraz neutrina. Neutrino
unosi pewną ilość energii kinetycznej.
Cykl protonowo-protonowy (p-p)
II. Powstały deuter łączy się z jeszcze jednym
protonem (prawdopodobieństwo bardzo duże - połączenie następuje w ciągu kilku sekund). Powstaje
izotop helu 23He przy czym emitowany jest kwant
promieniowania gamma.
III. Dwa izotopy helu łączą się, powstaje jądro helu
które jest trwałe.
Cykl protonowo-protonowy (p-p)
H  11H  12H  e    ,
1
1
H  11H  23He   ,
2
1
He  23He  24He  11H  11 H ,
3
2
H - proton
1
1
H - jąądr deuteru
2
1
He - izotop helu
3
2
He - jąądr helu
4
2
e  - pozyton
 - neutrino
 - kwant
promieniow ania
gamma
Cykl protonowo-protonowy (p-p)
Sumarycznie:
4 11H  24He  2 e  2   2 
Bilans masy w cyklu p-p:
masa czterech protonów = 6.6896x10-27kg
masa jądra helu
= 6.6439x10-27kg
masa dwóch pozytonów = 0.0018x10-27kg
Deficyt masy = 0.0439x10-27kg
Kosztem tego ubytku masy powstaje równoważna jej
Energia zgodnie z równaniem Einsteina: E = mc2
Cykl węglowo-azotowy (CNO)
W tym cyklu również następuje synteza jąder helu
z protonów, w tym przypadku jednak przy udziale węgla,
azotu i tlenu jako katalizatorów:
C  11H  13
7 N  
12
6

N  13
C

e

6
13
7
C  11H  14
7 N  
12
6
N  11H  15
8O  
14
7

O  15
N

e

7
15
8
4
N  11H  12
C

6
2 He
15
7
Cykl CNO przebiega w wyższych temperaturach w
porównaniu z cyklem p-p.
Cykl p-p jest wydajniejszy w temperaturach rzędu 10’7K,
w wyższych temperaturach, powyżej 1.8x107K, bardziej
wydajny jest cykl CNO.
Neutrina słoneczne
W trakcie reakcji termojądrowych we wnętrzu Słońca
oprócz kwantów gamma powstają również neutrina.
Strumień neutrin w bardzo niewielkim stopniu oddziałuje
z materią. Dzięki temu powstałe w jądrze Słońca
neutrina bez przeszkód docierają w pobliże Ziemi niosąc
informacje o warunkach panujących we wnętrzu Słońca.
Neutrina słoneczne
W jednym cyklu reakcji termojądrowych powstają
2 neutrina, przy czym zostaje wydzielona energia
E = 4x10-12J. Ponieważ moc promieniowania Słońca wynosi
3.82x1026 W, zatem liczba reakcji termojądrowych
następujących w Słońcu w ciągu jednej sekundy wynosi:
3.82 x 10 26
38
Nr 

10
4 x 10 12
w których powstaje N = 2x1038 neutrin. Gęstość
strumienia neutrin w pobliżu Ziemi wynosi:
F 
N
14
2 1

7
x
10
m
s .
2
4 aZ
Neutrina słoneczne
Transport energii wewnątrz Słońca
Należy przyjąć założenie, że ilość energii produkowanej
wewnątrz Słońca jest dokładnie równa ilości energii
wypromieniowanej. Zatem nieprzerwanie następuje
przepływ energii wewnątrz Słońca.
Ogólnie możliwe są trzy sposoby transportu energii:
- konwekcja,
- promieniowanie,
- przewodnictwo.
W gwiazdach przewodnictwo nie odgrywa żadnej roli,
gdyż współczynnik przewodnictwa gazów jest praktycznie
równy zero.
Konwekcja
- ruchy materii wzdłuż promienia Słońca - gaz o
wyższej temperaturze unosi się ku górze, część
swojego ciepła oddaje warstwom chłodniejszym i
oziębiony spływa w kierunku środka Słońca,
- odbywa się w zewnętrznych warstwach Słońca,
od 0.8 do 1.0 promienia Słońca.
Promieniowanie
- zanim promieniowanie wytworzone w jądrze Słońca
dotrze do powierzchni ulega wielokrotnemu oddziaływaniu z materią zawartą w kolejnych warstwach
wnętrza Słońca
- pojedynczy kwant promieniowania potrzebuje ok.
30 000 lat do wydostania się ze środka Słońca
na powierzchnię
- w tym czasie stosunkowo niewielka liczba wysokoenergetycznych kwantów gamma przekształca się
wskutek oddziaływań z materią w lawinę fotonów
niskoenergetycznych
Atmosfera Słońca
I. Fotosfera
II. Chromosfera
III. Korona słoneczna
Fotosfera
• Warstwa, w której powstaje widmo ciągłe,
• Najbardziej wewnętrzna część atmosfery słonecznej,
• Grubość fotosfery – kilkaset kilometrów,
• Temperatura fotosfery – 5000 – 6000K,
• Jedyne miejsce na Słońcu, gdzie znajduje się neutralny
wodór, ale również jest tam sporo zjonizowanych
atomów metali, co sprawia, iż jest wiele swobodnych
elektronów.
Fotosfera
Granulacja: powierzchnia Słońca ma subtelną strukturę
przypominającą ziarnka ryżu które nazywane są
granulami, a całe zjawisko jest nazywane granulacją.
Rozmiary granul wynoszą około 1500 km, ich czas
życia ok. 10 min.,a temperatura granul jest o 100 K
wyższa od otoczenia.
Granulacja jest efektem pionowych ruchów konwekcyjnych.
Chromosfera
• Rozciąga się do wysokości ok. 10 000 km,
• Jej najniższe warstwy przy fotosferze mają
temperaturę rzędu 4300K,
• Temperatura chromosfery wzrasta z wysokością,
osiągając w górnej części kilkanaście tysięcy kelwinów,
a w warstwie przejściowej do korony milion kelwinów,
• Jasność chromosfery jest kilkaset razy mniejsza od
jasności fotosfery,jej obserwacje są bardzo utrudnione:
możliwe w trakcie całkowitych zaćmień Słońca, lub
specjalnymi metodami
Korona słoneczna
Korona słoneczna
• Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery słonecznej,
• Widoczna w czasie całkowitego zaćmienia Słońca,
• Poza zaćmieniami można ją obserwować za pomocą
koronografu,
• Kształt i wielkość korony zmieniają się wraz ze
zmianami aktywności słonecznej,
• Temperatura korony: do dwóch milionów kelwinów,
• Korona składa się protonów i elektronów, tzw. plazmy,
• Materia z korony wypływa w postaci wiatru słonecznego
Aktywność słoneczna
W atmosferze Słońca zachodzi wiele zjawisk, trwających
od kilku minut do kilku miesięcy, które łącznie nazywamy
aktywnością słoneczną.
Najbardziej znanym przejawem aktywności są
plamy słoneczne.
Plamy mają kształt nieregularny i na ogół składają się
z centralnej części zwanej jądrem plamy i otaczajacego
jądro półcienia.
Rozmiary plam są różne: od rozmiarów pojedynczych
granul do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów.
Aktywność słoneczna
Temperatura plam jest około 1500 K niższa od temperatury fotosfery, stąd przez kontrast plamy wydają się
ciemniejsze.
Czas życia pojedynczej plamy wynosi od kilku do
kilkudziesięciu godzin, ale niektóre z nich pozostają na
powierzchni Słońca przez kilka miesięcy.
Większość plam występuje w grupach zawierających od
kilku do kilkudziesięciu pojedynczych plam.
Plamy a magnetyzm słoneczny
Z plamami związane jest silne pole magnetyczne
Plamy a magnetyzm słoneczny
Cykliczność plam słonecznych
Liczba Wolfa: W = k ( 10 g + f ),
g – liczba grup plam,
f – łączna liczba widocznych plam,
k – współczynnik zależny od instrumentu
obserwacyjnego
Inne formy aktywności słonecznej
Pochodnie
Nieco jaśniejsze od fotosfery obszary w sąsiedztwie
plam.
Szczególnie wyraźnie widoczne przy brzegu tarczy,
co świadczy że występują w górnych warstwach fotosfery.
Temperatura pochodni jest o 200 – 300 K wyższa od
temperatury otaczającej je fotosfery.
Pochodnie, podobnie jak i plamy, związane są z obecnością silnych pól magnetycznych, które wpływaja na ruchy
materii w rejonie tworzenia się plam.
Inne formy aktywności słonecznej
Pochodnie
Nieco jaśniejsze od fotosfery obszary w sąsiedztwie
plam.
Szczególnie wyraźnie widoczne przy brzegu tarczy,
co świadczy że występują w górnych warstwach fotosfery.
Temperatura pochodni jest o 200 – 300 K wyższa od
temperatury otaczającej je fotosfery.
Pochodnie, podobnie jak i plamy, związane są z obecnością silnych pól magnetycznych, które wpływaja na ruchy
materii w rejonie tworzenia się plam.
Inne formy aktywności słonecznej
Protuberancje
Z obecnością pól magnetycznych w chromosferze
i koronie Słońca związane są także protuberancje.
Są one plazmą „mrożoną” w system chromosferycznych
i koronalnych pól magnetycznych. Mają postać pionowo
sterczących kurtyn o strukturze włóknistej.
Ich przeciętne rozmiary: długość – 200 000 km,
wysokość 50 000 km, grubość – 6000 km.
Czas życia: od kilku tygodni do roku.
Inne formy aktywności słonecznej
Wybuchy i burze radiowe
Aktywność słoneczna szczególnie dobitnie zaznacza się
w promieniowaniu radiowym.
Promieniowanie radiowe o charakterze wybuchowym
zachodzi w okresach wysokiej aktywności Słońca.
Cechuje się ono gwałtownym wzrostem natężenia
przede wszystkim w zakresie fal metrowych
i decymetrowych.
Wybuchy sa krótkotrwałe, rzędu sekund, ale obserwuje
się też wybuchy trwające kilka godzin.