Grawitacja i elementy kosmologii

Grawitacja i elementy kosmologii
Temperatura wewnątrz Słońca wynosi około 15 milionów
stopni, a ciśnienie jest około miliard razy większe od ciśnienia atmosferycznego na Ziemi. Wyzwolona energia z jądra
Słońca przenoszona jest przez promieniowanie i konwekcję
na jego powierzchnię. Gorące gazy, w formie olbrzymich bąbli unoszą się na powierzchnię i oddają energię cieplną zewnętrznym warstwom, a ochłodzone opadają w głąb Słońca.
Proces transportu energii z jądra na powierzchnię Słońca
trwa około 20 milionów lat.
Rys. 2.22. Budowa S∏oƒca w przekroju
Olbrzymie ilości energii są wysyłane z powierzchni Słońca
w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania.
Promieniowanie Słońca dochodzące do Ziemi pochodzi
z górnych warstw powierzchni, zwanej atmosferą słoneczną.
Dzieli się ona na:
■ fotosferę,
■ chromosferę,
■ koronę słoneczną.
Fotosfera jest najgłębszą widoczną warstwą atmosfery słonecznej o grubości około 400 km. W warstwie tej można obserwować proces konwekcji słonecznej, jako zmieniające się
76
S∏oƒce
struktury, zwane granulami.
Granule kształtem przypominające ziarna ryżu są wierzchołkami strumieni gazów wydostającymi się ze strefy konwekcyjnej.
Czas ich życia wynosi około
5 minut.
Ponad fotosferą znajduje się
chromosfera rozciągająca się na
wysokość około 10 000 km nad
fotosferą. Z Ziemi widoczna jest
jedynie w czasie zaćmień Słoń- Rys. 2.23. Korona s∏oneczna
ca. Najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej jest
korona słoneczna (rys. 2.23).
składająca się z rozrzedzonego
gorącego gazu. Rozciąga się ona
na miliony kilometrów od powierzchni Słońca. Obserwować
ją można jedynie przez specjalne teleskopy, zwane koronografami, lub podczas całkowitych
zaćmień Słońca.
Rys. 2.24. Plamy s∏oneczne
Korona słoneczna płynnie przekształca się w wiatr słoneczny,
składający się z naładowanych
elektrycznie cząstek. Wiatr słoneczny docierający do Ziemi jest
przyczyną burz magnetycznych,
powoduje powstawanie zórz polarnych i zakłóceń w systemach
nawigacyjnych. W atmosferze
Słońca obserwować można wiele zjawisk związanych z jego
właściwościami magnetycznymi,
takich jak plamy słoneczne, roz- Rys. 2.25. Protuberancja na S∏oƒcu
błyski i protuberancje.
Plamy słoneczne (rys. 2.24) to obszary, w których temperatura jest niższa o około 1500 K od otaczającej je fotosfery.
Przeciętna plama słoneczna jest rozmiarów Ziemi, ale są
również takie, których powierzchnia jest ponad dziesięć razy
większa. Liczba plam na Słońcu zmienia się okresowo,
www.wsip.com.pl
77