Menu

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Zbigniew Artemiuk
Seminarium w CAMK, 2001

Powstanie Słońca

Najprawdopodobniej około 4,6 miliarda lat temu w naszej galaktyce wybuchła supernowa. Rozszerzając się z prędkością w tys. km/s otoczka supernowej trafiła na obłok gazu, wytrąciła go z równowagi i spowodowała jego kurczenie się. Materia ta po przekroczeniu pewnej gęstości weszła w procesy grawitacyjne, zapadła się tworząc Protosłońce (są to tzw. procesy gwiazdotwórcze). Podczas kurczenia się wzrastała prędkość obrotu gwiazdy oraz temperatura wewnętrzna. Od Protosłońca zaczęły odrywać się kawałki materii tworząc dysk protoplanetarny. W dysku tym zachodził proces kondensacji pyłu. Bliżej Protosłońca mogły kondensować tylko pierwiastki i związki ciężkie. Dalej w zimniejszych rejonach kondensowały w postaci lodu związki lotne. Unoszące się fragmenty materii łączyły się w coraz większe i opadały do płaszczyzny centralnej dysku, gdzie powstawała coraz gęstsza warstwa pyłowa. Gdy osiągnęła wartość krytyczną stała się niestabilna i uległa rozpadowi na wiele fragmentów. Zgęszczenia pyłowe krążyły wokół Protosłońca. Napotykając na siebie zwiększały swoją masę. Przy dostatecznie dużej masie zapadały się grawitacyjnie tworząc planetezymale. Oddziaływania grawitacyjne między planetazymalami powodowały zaburzenia ich orbit oraz zderzenia. Planetazymale mogły się ze sobą łączyć gdy ich prędkości względne były małe. Największe ciała najszybciej wyłapywały mniejsze planetezymale tworząc zarodki planet. W tym czasie rozpoczął się proces zamiatania gazu z dysku. Jądra planet wielkich położonych dalej od Protosłońca zdążyły wychwycić część gazu stając się planetami gazowymi. Protosłońce w tym czasie świeciło jaśniej niż dziś Słońce. Nie wykorzystywało jednak ono przemian jądrowych, a czerpało energię dzięki własnemu zapadaniu się. Cały okres powstawania Protosłońca trwał około 10 milionów lat i zakończył się, gdy temperatura Protosłońca wzrosła do poziomu umożliwiającego zapoczątkowanie reakcji jądrowych. Chwila ta jest uważana za narodziny Słońca. W ciągu owych 10 milionów lat gęstość materii, z której uformowało się Słońce wzrosła 1020 miliona razy, zaś jego temperatura — milion razy. Przemiany jądrowe jakie zachodzą we wnętrzu Słońca aż do dziś, to przemiana wodoru w hel. Jednak te przemiany zachodzą bardzo wolno. Dla przykładu w ciągu tych 4,6 miliardów lat od narodzin Słońca jego jasność wzrosła o 33%, zaś promień o 6%. Słońce obecnie ma promień wynoszący około 696 000, jest więc niemal 100 razy dłuższy niż promień Ziemi. Średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi 150 000 000 km. Znając te dane możemy na podstawie III uogólnionego prawa Keplera stwierdzić, że masa Słońca jest 333 000 razy większa od masy Ziemi. Wynosi ona około 1,991×1030 kg.

Budowa Słońca

Słońce, centralne ciało naszego układu Słonecznego zawierające 99,8% jego masy, to wielka kula rozżarzonej i ruchliwej plazmy (czyli mieszaniny elektronów i dodatnio naładowanych jonów) złożonej głównie z wodoru i tlenu. Można je podzielić na cztery części:

  • jądro (serce gwiazdy)
  • fotosferę
  • chromosferę
  • koronę słoneczną

Fotosferę, chromosferę i koronę słoneczną określamy mianem atmosfery słonecznej.

Koronę słoneczną — najłatwiejszą do obserwacji — badano przez długi czas, korzystając z zaćmień Słońca, lub używając koronografu. Rzeczywiście jest ona szczególnie dobrze widoczna podczas niezwykle rzadkiego zjawiska — całkowitego zaćmienia Słońca. Ta zewnętrzna sfera atmosfery słonecznej rozciąga się na miliony kilometrów, a jej temperatura osiąga powyżej miliona stopni. Korona słoneczna wysyła jednak bardzo mało światła, za to intensywnie świeci w promieniach Röntgena. Chłodniejsze jej rejony wyglądają na tarczy słonecznej jak ciemne dziury. Z obszaru tych dziur wypływają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki, takie jak elektrony czy protony, czyli tzw. wiatr słoneczny. Poruszają się one ze średnią prędkością 300–400 km/s, a w okolicach Ziemi 250–800 km/s. Gęstość około 5×1012 cząsteczek/(m2×s). Ostatnie dane ze statku Ulysses pokazują, że wiatr słoneczny emitowany z rejonów biegunów wieje prawie dwa razy szybciej, ok. 750 km/s, niż ten z okolic równika. Również skład wiatru słonecznego z okolic równika wydaje się być trochę inny. Wiatr słoneczny jest również odpowiedzialny za powstawanie jonowych ogonów komet oraz ma znaczący wpływ na trajektorię lotów kosmicznych. Cząsteczkom wiatru słonecznego dotarcie do Ziemi zabiera około 10 dni. Jednak pole magnetyczne Ziemi odchyla tory większości cząsteczek wiatru słonecznego i nie pozwala dotrzeć im aż do samej Ziemi. W rezultacie pole magnetyczne tworzy wokół Ziemi niewidzialny kokon, który opływany jest przez wiatr słoneczny. Niektórym naładowanym cząsteczkom z wiatru słonecznego uda się jednak wedrzeć do atmosfery ziemskiej i wtedy to w okolicach biegunowych można obserwować piękne zorze polarne. Mogą one przybierać kształt łuku, promieni lub kurtyn świetlnych. Zorze występują rzadko, gdy na Słońcu jest niewiele plam. Dalsze badania wiatru słonecznego zostaną wykonane przez niedawno wystrzelony statek Wind. Badania będą prowadzone z dynamicznie stabilnego punktu znajdującego się pomiędzy Ziemią a Słońcem, około 1,6 miliona km od Ziemi. Idąc dalej w głąb Słońca, mijając chromosferę, spotykamy fotosferę. Słowo fotosfera pochodzi z języka greckiego i oznacza warstwę świecącą. Właśnie z niej to pochodzi całe światło widzialne. Sfera ta ma grubość kilkuset kilometrów i jest niejednolita. Przedstawię teraz jak można obliczyć jej temperaturę. Pomiary wykazują, że w średniej odległości Ziemi od Słońca centymetr kwadratowy naszej planety w ciągu sekundy odbiera 0,139 J energii promieniowania słonecznego. Tę wielkość nazywamy stałą słoneczną S. Oznaczmy przez R odległość Ziemi od Słońca, a przez r promień Słońca. Zważywszy, że energia słoneczna jest wysyłana jednakowo we wszystkich kierunkach jej całkowita ilość wysyłana w ciągu sekundy będzie równa stałej słonecznej pomnożonej przez liczbę centymetrów kwadratowych powierzchni kuli o promieniu R. Ponieważ R/r = 215, więc stosunek powierzchni o promieniu R i r wynosi 2152 = 46225. Jeden centymetr powierzchni Słońca wysyła więc w ciągu sekundy 46225×0,139 J = 6425,3 J energii. Jeżeli założymy, że Słońce promieniuje tak jak ciało doskonale czarne, to znaczy takie, które absorbuje całkowicie wszystkie długości fal padających na nie promieniowania, to możemy do niego stosować prawo Stefana — Boltzmana, według którego ilość energii wypromieniowanej przez jednostkę powierzchni w jednostce czasu jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury bezwzględnej danego ciała. Wyrażając temperaturę T w Kelwinach, w ciągu sekundy otrzymujemy z centymetra kwadratowego danego ciała doskonale czarnego ilość energii:

E = sT4 = 5,67×10−12 J/(cm2 s K4) × T4

Słońce nie jest wprawdzie ciałem doskonale czarnym, ale możemy dla niego napisać:

5,67×10−12 J/(cm2 s K4) × T4 = 6425,3 J/cm2 s

Stąd T=5800 K.

Jak już wspomniałem fotosfera nie jest jednolita. Można na niej zaobserwować granule, plamy słoneczne, pochodnie. Plamy słoneczne są to chłodniejsze i ciemniejsze miejsca na tarczy słonecznej o temperaturze około 3800 K. Środkowa ciemna część plamy część nazywa się cieniem, a część zewnętrzna półcieniem. Ogromne plamy słoneczne są przeniknięte przez silne pole magnetyczne wydostające się z wnętrza Słońca. Wielkie plamy mogą być wiele razy większe niż rozmiary Ziemi i mogą się utrzymywać nawet wiele miesięcy. Plamy słoneczne są przejawem różnej aktywności słonecznej. Maksimum tej aktywności występuje średnio co 11 lat. Związane jest to z tym, że w wyniku nierównomiernego obrotu Słońca co 11 lat Słońce zmienia swoją biegunowość. Tę zmianę pokazuje tzw. model Babcocka. Aktywność określa tzw. liczba Wolfa obliczana na podstawie obserwowanej na tarczy liczby plam słonecznych i ich grup; określana wzorem W = (10g+f)k, gdzie k — stała zależna od używanego do obserwacji instrumentu, f — liczba plam, g — liczba grup plam; wprowadzony w 1850 roku przez R. Wolfa. Temperatury na Ziemi są ściśle związane z aktywnością słoneczną. W obecnym tysiącleciu występowały trwające po kilkadziesiąt lat okres spadku aktywności słonecznej. Dla przykładu — w latach 1645–1715 plamy znikły z powierzchni słońca niemal całkowicie. Okres znany jako „mała epoka lodowcowa” odznaczył się znacznym oziębieniem klimatu i wyjątkowo surowymi zimami. Dwa inne historyczne okresy niskiej aktywności: minimum Wolfa (1280–1340) oraz minimum Sporera (1460–1550). Różne aktywności Słońca występuje z powodu jego nierównomiernego obrotu. Słońce nie obraca się tak, jak podobnie do Ziemi ciało sztywne. Różne jego części obracają się różnie. Na równiku obrót jest najszybszy — raz na około 25 dni. Gdy oddalamy się od równika prędkość maleje i w okolicach biegunowych pełny obrót trwa aż około 35 dni. Taka sytuacja jest możliwa tylko dlatego, że Słońce jest ogromną kulą gazową. Powierzchnia Słońca jest niespokojna i ziarnista, co nazywa się granulacją słoneczną. Może być ona zauważona dopiero za pomocą teleskopów. Ziarenka zachowują się podobnie do gotującej kaszy — podnoszą się i opadają. Taka konwekcja przenosi ciepło z niższych warstw Słońca do fotosfery i odpowiada za ziarnistą strukturę Słońca. Plamom towarzyszą różnego kształtu włókna jaśniejsze nieco od fotosfery, zwane pochodniami. Występują one w warstwie leżącej nieco wyżej niż granule. Pochodnie daje się zaobserwować również z dala od plam. Czasem występują całe pola pochodniowe. Ponad fotosferą w odległości około 1500 km roztacza się chromosfera. Temperatura chromosfery w przeciwieństwie do fotosfery, wzrasta wraz z wysokością. Temperatura, jaka panuje u jej podstawy wynosi około 4300 °C, za to w najwyższych partiach sięga niemal miliona stopni. Ponad chromosferą unoszą się tzw. protuberancje. Są to zgęszczenia świecącej materii. Czasem wytryskują z chromosfery, przebiegają nad nią, spadają z powrotem lub znikają, czasem przeciwnie, skupiają się na dużych wysokościach ponad chromosferą i spadają na powierzchnie Słońca. Niektóre protuberancje utrzymują się przez tygodnie i miesiące, zmieniają bardzo powoli kształty i położenie. Prędkość ruchu materii w protuberancjach bywa rzędu setek m/s. Największe zaobserwowane prędkość wynosiła 720 m/s. Nawet pobieżne obserwacje ruchów w protuberancjach wskazuje, że nie odbywają się one tylko pod wpływem sił grawitacyjnych, lecz, że rządzą nimi siły elektromagnetyczne. Jądro Słońca nazywane jest często jego sercem. Promień jego wynosi ok. 200 000 km, co odpowiada 0,3 długości promienia Słońca. Temperatura tu panująca sięga rzędów 15 mln K. Wewnątrz tej centralnej strefy odbywają się liczne reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel. Przedstawię teraz jak przebiega ta reakcja. Na Słońcu panują ogromne temperatury, dlatego też atomy poruszają się tam z wielkimi prędkościami i często zderzają się ze sobą. Kiedy dwa protony zderzą się dostatecznie mocno, to powstanie para proton-neutron. W wyniku zderzenia powstaje również: neutrino, które ma znikomą masę i nie ma ładunku elektrycznego, ale unosi energię; oraz pozyton — cząstka podobna do elektronu, lecz z dodatnim ładunkiem elektrycznym. Para proton-neutron może się następnie połączyć z kolejnym protonem i utworzyć jądro lekkiego helu, który ma tylko jeden neutron zamiast, jak zazwyczaj, dwu. W końcu zaś dwa jądra lekkiego helu mogą się spotkać i utworzyć stabilne jądro helu. Dwa uwolnione protony uciekają. Tak więc Słońce może sklejać cztery protony w jedno jądro helu i w tym procesie wytwarzać ogromne ilości energii. Masa czterech protonów jest nieco większa — około 0,5% — od masy helowego jądra. To właśnie ona przemienia się w energię, zgodnie ze wzorem Einsteina E = mc2. Takie same albo podobne reakcje jądrowe zachodzą w innych gwiazdach. W wyniku tych reakcji w każdej sekundzie Słońce zamienia w hel 600 milionów ton wodoru, zmniejszając swoją masę o 4 miliony ton. Z naszego punktu widzenia jest to bardzo dużo, ale nie ma powodów do niepokoju. Słońce nie jest wcale rozrzutne. Zużywając cały swój wodór mogłoby utrzymać obecną jasność przez 100 miliardów lat. Jednak tylko część wodoru będzie przemieniona w hel, dlatego czas życia naszej gwiazdy będzie o wiele krótszy. Teraz coś o drodze energii z jądra Słońca na zewnątrz. W strefie promieniowania, zawierającej się pomiędzy 0,3 a 0,7 promienia Słońca, wytworzona w jądrze energia jest przenoszona na zewnątrz poprzez promieniowanie w formie promieniowania gamma. Energia promieniowania gamma przez cały czas absorbowana jest i jeszcze raz emitowana na coraz niższych temperaturach i dalej przekształca się w światło widzialne. Ze względu na dużą ilość swobodnych elektronów, jąder atomowych i jonów droga fotonu, czyli wiązki światła widzialnego jest bardzo długa, gdyż nieustannie zderza on się z tymi drobinami. Droga takiego fotonu jest istną linią łamaną. Przemieszczając się wielokrotnie do góry, na dół, na boki foton jednak dąży powoli ku powierzchni Słońca. Są rozbieżne informacje na temat czasu, jaki potrzebuje foton na osiągnięcie powierzchni. W jednych źródłach podają, że czas ten wynosi kilkaset tysięcy lat, a w drugich, że wynosi aż 50 milionów lat. Foton gdyby mógł poruszać się swobodnie opuściłby Słońce już po dwóch sekundach. W strefie konwekcji, między 0,7 promienia a powierzchnią, energia przenoszona jest przez konwekcję, to znaczy poprzez krążenie masy gazów. Dalej Słońce wyrzuca strumienie fotonów we wszystkie strony, których część trafia na Ziemię w postaci światła widzialnego.

Przyszłość Słońca

Gdy Słońce przetworzy wodór w hel, wtedy zniknie ciśnienie promieniowania i na hel zaczną napierać siły grawitacyjne i wtedy, gdy temperatura osiągnie 100 mln K, to hel zacznie zamieniać się w węgiel. Gwiazdy, które mają mniej niż 0,4 masy Słońca, nie będą zdolne do zapalenia helu i wytworzenia węgla. Objętość naszej gwiazdy zwiększy się wtedy i jednocześnie ochłodzi się temperatura jej powierzchni. Słońce, które teraz mając 4,8 jasności absolutnej i G2 typ widmowy, znajduje się w ciągu głównym przejdzie do olbrzymów (według diagramu Hertzsprunga-Russela). W tym czasie światło słoneczne zabarwi się na czerwono, gdyż temperatura fotosfery obniży się do 3500 K. Jego średnica wzrośnie ponad stukrotnie, zaś jasność — ponad tysiąckrotnie. Merkury i Wenus zostaną pochłonięte, a Ziemia — dokładnie wysterylizowana. Oceany wyparują i cała powierzchnia naszej planety zamieni się w rozżarzoną pustynię. Na Ziemi przestanie istnieć życie. Po błysku helowym Słońce odzyska równowagę i wkroczy w trwający ponad milion lat okres „drugiej młodości”. W tej fazie ewolucji temperatura fotosfery Utrzyma się na poziomie 4500 K, jasność na poziomie około 50 obecnych jasności Słońca, zaś rozmiar tarczy słonecznej będzie kilkunastokrotnie większy od dzisiejszego. W jądrze Słońca hel będzie palił się przemieniając w węgiel. Nasza gwiazda po przekształceniu helu w węgiel nie będzie w stanie zapalić węgla, ponieważ aby zapalić węgiel gwiazda musi mieć masę 3 mas Słońca. Wtedy nastąpi zakończenie życia naszej gwiazdy. Są trzy rodzaje zakończenia życia gwiazdy. Zależy to od masy gwiazdy i jej gęstości:

  1. Gwiazda może stać się białym karłem (gaz zdegenerowany — nie odpowiada równaniu stanu) — 104–108 g/cm3, masa 0,4–1,4 mas Słońca.
  2. Gwiazda może stać się gwiazdą neutronową — 1015 g/cm3, masa 0,5–3 mas Słońca, np. pulsar.
  3. Gwiazda może stać się czarną dziurą masa — 7 mas Słońca, w czarnych dziurach struktura atomu zostaje zburzona na kwarki, dzięki czemu można jeszcze bardziej „upakować” materię co pozwala na osiągnięcie tak dużej masy i ogromnej gęstości.

Z tego więc wynika, że Słońce stanie się białym karłem. Będzie ono wtedy bardzo niewielkie i będzie stygnąć. Przypuszcza się, że w miarę stygnięcia materia w białym karle ulega krystalizacji i staje się on nie świecącym czarnym karłem.