|
Słońce to typową gwiazdą typu G2 ,
jedną spośród 100 miliardów takich gwiazd w naszej
galaktyce .
średnica: 1,390,000 km.
masa: 1.989e30 kg
temperatura: 5800 K (powierzchnia)
15,600,000 K (jądro)
Słońce jest największym obiektem
w układzie słonecznym.
Zawiera ponad 99.8% całkowitej masy układu słonecznego
(Jowisz zawiera w sobie większość reszty).Zwykle mówi się że Słońce to "zwykła" gwiazda. Jest to prawdą w znaczeniu że istnieje wiele podobnych do niej. Ale istnieje także dużo więcej mniejszych gwiazd niż większych ; Słońce znajduje się rankingu gwiazd w strefie górnych 10% pod względem masy. Średni rozmiar gwiazd w naszej galaktyce wynosi prawdopodobnie mniej niż połowa masy Słońca .
Słońce jest personifikowane w wielu mitologiach: Grecy nazywali je Helios a Rzymianie Sol.
Wchwili obecnej Słońce,jest zbudowane z około 70% wodoru i 28% helu , reszta to ("metale") a ich zawartość to mniej niż 2%. Zmienia się to powolnie gdy Słońce zmienia wodór w hel wewnątrz swojego jądra.
Zewnętrzne powierzchnie Słońca posiadają rotację różniczkową : przy równiku powierzchnia obraca jeden raz każdy na 25.4 dni; Przy biegunach to36 dni. To nieparzyste zachowanie ma miejsce gdyż Słońce nie jest stałym ciałem jak Ziemia. Podobne efekty były widziane na planetach gazowych. Ta różniczkowa rotacja rozprzestrzenia znacznie na dół do wnętrza Słońca lecz jego rdzeń obraca się jak stałe ciało .
Warunki przy rdzeniu Słońca (mniej więcej 25% wewnętrznego promienia ) są ekstremalne . Temperatura wynosi 15.6 milionów Kelvin i ciśnienie 250 miliardów atmosfer. Przy rdzeniu gęstość Słońca jest 250 razy większa aniżeli wody.
Słońce produkuje energię (3.86e33 ergs/second lub 386 billion billion megawatts) poprzez nuclear fusion reactions. Każdej sekundy około 700,000,000 ton wodoru zamienianych jest w 695,000,000 ton helu i 5,000,000 ton (=3.86e33 ergs) energii w formie promieniowania gamma. Gdy zmierza w kierunku powierzchnię to energia nieustannie jest pochłaniana i rewypuszczana przy niższej i niższej temperaturze tak i gdy dociera do powierzchni to generuje światło widzialne. Dla pozostałych 20% drogi na powierzchnie energia przenoszona jest poprzez convection niż promieniowanie.
Powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą
i posiada temperaturę około 5800 K.
Plamy słoneczne to regiony "chłodne"
o temperaturze wynoszącej tylko 3800 K (wyglądają na ciemne w porównaniu z
otoczeniem). Plamy słoneczne mogą być bardzo duże - osiągają średnicę 50,000 km.
Przyczyną ich powstania są bardzo skomplikowana i jeszcze niezbyt dobrze
zrozumiane interakcje z polem magnetycznym Słońca.
Mały region nazywany chromosferą znajduje się powyżej fotosfery.
Bardzo rzadki region znajdujący się
powyżej chromosfery, nazywany jest Koroną, rozciąga
się on na miliony kilometrów w przestrzeń, jednak jest widoczny tylko w
czasie zaćmień (lewo). Temperatura w koronie sięga ponad 1,000,000 K.
Pole magnetyczne Słońca jest bardzo silne (jak na standarty ziemskie) i bardzo skomplikowane. Jego magnetosfera (zwana również heliosferą) rozciąga się za Plutona.
Dodatkowo poza ciepłem
i światłem, Słońce emituje również strumień o niskiej gęstości małych
cząstek (przeważnie elektronów i protonów) nazywany wiatrem słonecznym który
przepływa przez układ słoneczny z prędkością ok. 450 km/sek. Wiatr słoneczny
i i większe cząstki energii wyemitowany przez płomienie słoneczne może mieć
bardzo złe skutki dla Ziemi, od spęcznienia linii wysokiego napięcia do
interferencji radiowych i pięknych
aurora borealis.
Ostatnie dane z pojazdu kosmicznego Ulysses pokazują iż w trakcie minimalnego cyklu słonecznego wiatr słoneczny emitowany przez regiony polarne przepływa z dwukrotną prędkością 750 kilometrów na sekundę, niż w trakcie dłuższych cykli. Wiatr pochodzący z innych regionów polarnych ma inny skład. W trakcie maksymalnego cyklu wiatr porusza się ze średnią prędkością.
Dalsze studiowanie własności wiatru słonecznego będzie zrobione za pomocą ostatnio wystrzelonych pojazdów kosmicznych Wind, ACE i SOHO spacecraft from the dynamically stable vantage point bezpośrednio pomiędzy Ziemią a Słońcem w odległości 1.6 miliona kilometrów od Ziemi.
Wiatr słoneczny odbija się szerokim echem na warkoczach komet a także posiada mierzalne efekty na trajektoriach lotu pojazdów kosmicznych.
Spektakularne pętle i wzniesienia są
często widoczne na konarach Słońca(lewo).
Emisja Słońca nie jest całkowicie stała. Nie ma żadnej liczby aktywności plam. Kiedyś miał miejsce okres niskiej aktywności plam słonecznych w drugiej połowie 17 wieku nazywanymthe Maunder Minimum. Zbiega się to z anormalnym czasowym oziębieniem w północnej Europie czasem zwanym jako Mała Epoka Lodowcowa. Od kiedy sformowany został układ słoneczny to emisja Słońca wzrosła o ok 40%.
Słońce ma około 4.5 miliarda lat. Od czasu swych narodzin zużyło około połowę wodoru ze swego rdzenia. Będzie nadal generować energię przez kolejne 5 miliardów lat lub więcej (dwa razy dłużej będzie widoczne jego światło) Lecz pewnego dnia wyczerpie swoje wodorowe paliwo. Będzie zmuszone do radykalnych zmian, choć , though commonplace by stellar standards, będą rezultatem kompletnej destrukcji Ziemi(i prawdopodobnie stworzą obłok planetarny).
Dystans Promień Masa Planeta (000 km) (km) (kg) Odkrywca Data --------- --------- ------ ------- ---------- ----- Merkury 57,910 2439 3.30e23 Venus 108,200 6052 4.87e24 Ziemia 149,600 6378 5.98e24 Mars 227,940 3397 6.42e23 Jowisz 778,330 71492 1.90e27 Saturn 1,426,940 60268 5.69e26 Uran 2,870,990 25559 8.69e25 Herschel 1781 Neptun 4,497,070 24764 1.02e26 Galle 1846 Pluton 5,913,520 1160 1.31e22 Tombaugh 1930Bardziej dokładne dane i definicje znajdziecie na stronie z danymi.
... Overview
... Sun
... Mercury
... Spacecraft
... Data
