Słońce to gwiazda pod wieloma względami niezwykła. Daje nam życie i chroni przed kosmicznymi najeźdźcami. Ale jak tak naprawdę nasza gwiazda jest zbudowana? Co jest w jej wnętrzu? Rozbierzmy Słońce na poszczególne warstwy.
Słońce to centralny punkt Układu Słonecznego. Jest to gwiazda ciągu głównego, wokół której krąży osiem planet (w tym Ziemia), planety karłowate oraz małe ciała niebieskie. Słońce jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę ok. 1 392 684 km – to 109 razy więcej od średnicy Ziemi. Masa Słońca jest 333 000 razy większa od masy Ziemi i stanowi 99,86 % całkowitej masy Układu Słonecznego. Nasza gwiazda powstała ok. 4,567 mld lat temu. Zacznie umierać za ok. 5,4 mld lat temu – opuści ciąg główny i zacznie zamieniać się w czerwonego olbrzyma. Trudno przewidywać, jakie wtedy będą losy ludzkości.
Słońce – jak każda gwiazda – jest obiektem złożonym z kilku warstw. Warto przyjrzeć się im bliżej, bo mówią nam wiele nie tylko o przyszłości naszej gwiazdy dziennej, ale także i potencjalnym przeznaczeniu Ziemi.
Jądro
Głęboko we wnętrzu Słońca znajduje się jądro. Zachodzą tam reakcje fuzji termojądrowej, które napędzają naszą gwiazdę. To dzięki nim Słońce „świeci”, czyli emituje promieniowanie zapewniające nasze istnienie. Niestety, nie istnieje przymiotnik zdolny do opisania tego, jak gorące i gęste jest jądro Słońca. Piekło przy jądrze Słońca brzmi jak urlop na Bahamach.
Naukowcy szacują (nie mają pewności), że we wnętrzu Słońca temperatury przekraczają ponad 15 mln kelwinów. Sama materia jest upakowana ponad 10 razy gęściej niż w ołowiu. Jądro składa się z plazmy zbudowanej z elektronów, protonów i jąder atomów helu. Rozciąga się od centrum gwiazdy do ok. 20-25 % promienia słonecznego.
Strefa promienista
Po tym, jak foton opuszcza jądro Słońca, wyrusza na zewnątrz, aby rozpocząć swoją długą podróż. Według NASA, każdy foton potrzebuje więcej niż 100 000 lat, aby odbyć podróż od rdzenia do zewnętrznej granicy promienistej, ponieważ odbija się w górę i w dół, a nie porusza po linii prostej.
Mianem strefy promienistej określa się warstwę leżącą dalej niż 25 % promienia słonecznego a bliżej niż 70 % promienia słonecznego. Nie zachodzą tu przemiany jądrowe i generowanie energii, a jedynie przewodzenie ciepła pochodzącego z jądra. Strefa promienista składa się z jonów i elektronów, jest wystarczająco gorąca oraz gęsta. Temperatura tutaj spada (wraz ze wzrostem odległości od jądra) z 7 do 2 mln kelwinów.
Strefa konwekcyjna
Strefę promienistą od strefy konwekcyjnej oddziela warstwa przejściowa zwana tachokliną. Istnieje hipoteza, że pole magnetyczne Słońca powstaje przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego w tachoklinie.
Strefa konwekcyjna zaczyna się w rejonie od ok. 70 % od centrum. Temperatura jest tu znacznie niższa niż w warstwie promienistej, więc transport ciepła jest mniej wydajny. Według NASA, fotony nabierają w tym miejscu prędkości, w rezultacie rozwija się konwekcja termiczna. Komórki konwekcyjne wynoszą większość ciepła na zewnątrz, aż do fotosfery.
Co ciekawe, kolumny gorącej materii wzrastają w strefie konwekcyjnej i tworzą ślad na powierzchni Słońca w postaci granulacji. Mianem granuli określa się komórki konwekcyjne w kształcie wielokątów o rozmiarach rzędu 1000 km, które pokrywają całe Słońce.
Fotosfera
Fotosfera to zewnętrzna, widoczna warstwa Słońca, którą uważamy za powierzchnię gwiazdy. Ma grubość ok. 400 km – choć to niewielki procent całkowitego promienia gwiazdy, zachodzą tu ważne procesy, także dla nas. To właśnie tutaj powstają plamy słoneczne i stąd pochodzi światło, które dociera do Ziemi. Temperatury są tu stosunkowo umiarkowane i wahają się między 7600-4460 kelwinów.
Powyżej fotosfery światło rozchodzi się swobodnie we wszystkich kierunkach, a energia wyprodukowana w jądrze, ostatecznie opuszcza Słońce. Właściwości optyczne fotosfery są konsekwencją obecności jonów wodorkowych, które pochłaniają i emitują światło widzialne. W fotosferze jeden jon wodorkowy przypada na 10 mln atomów wodoru, choć na jej szczycie nie ma ich praktycznie wcale.
Temperatura barwowa Słońca odpowiada widmu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 5900 kelwinów, z maksimum przy długości fali ok. 500 nm. Światło słoneczne przed wejściem w ziemską atmosferę ma barwę brzoskwiniowo różową (w SRGB to #fff3ea).
Chromosfera
Chromosfera jest trudna do zauważenia, ponieważ pozostawia czerwonawą poświatę wokół Słońca. Rozciąga się do wysokości rzędu tysięcy kilometrów nad fotosferą. Najniższe warstwy chromosfery mają temperaturę ok. 4500 kelwinów. Chromosferę można zobaczyć gołym okiem jedynie podczas całkowitego zaćmienia Słońca – zaraz po zakryciu fotosfery przez Księżyc widać cienką, purpurową obwódkę.
Elementem charakterystycznym dla chromosfery są cienkie twory świecącego gazu zwane spikulami (lub bryzhami chromosferycznymi). Nie są one rozmieszczone przypadkowo, lecz gromadzą się na brzegach dużych komórek o rozmiarach ok. 30 000 km.
Korona słoneczna
Korona jest najbardziej zewnętrzną warstwą naszej gwiazdy, którą widzimy tylko podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Rozciąga się miliony kilometrów od centrum gwiazdy. Jest dużo bardziej gorąca niż fotosfera, bo może mieć temperaturę nawet milion kelwinów. Jednocześnie gęstość materii jest tutaj mała, więc korona słoneczna wytwarza mniej światła w zakresie widzialnym niż fotosfera.
Ciemne pętle korony słonecznej to plazma utrzymywana w polu magnetycznym – obszary te jaśnieją podczas rozbłysków. Z kolei dziury koronalne to ciemne plamy widoczne najczęściej ponad biegunami Słońca. Z zewnętrznych części korony słonecznej jest emitowany wiatr słoneczny.
