S│o±ce, podobnie
jak wszystkie gwiazdy, jest olbrzymi╣ kul╣ silnie roz┐arzonego,
ale nadzwyczaj zagΩszczonego gazu. îrednica tej kuli mierzy a┐
1390 tysiΩcy kilometr≤w, czyli jest prawie 109 razy wiΩksza od
£rednicy naszej planety. Kula ta w swej objΩto£ci zawiera tak
wielk╣ ilo£µ materii, ┐e mo┐na by z niej zbudowaµ 333 tysi╣ce
planet tej wielko£ci co Ziemia.
Kula s│oneczna otoczona jest rozleg│╣ pow│ok╣ gazow╣, zwan╣
przez astronom≤w koron╣. W normalnych warunkach nie mo┐emy jej
widzieµ z uwagi na o£lepiaj╣ce £wiat│o S│o±ca, ale podczas
ca│kowitego zaµmienia, kiedy glob KsiΩ┐yca zas│oni sob╣
jego tarczΩ, mamy mo┐no£µ podziwiaµ przepiΩkn╣ aureolΩ £wiec╣c╣.
S╣ to cz╣steczki zjonizowanego gazu, kt≤ry opu£ciwszy
powierzchniΩ S│o±ca i rozci╣ga siΩ a┐ za orbitΩ Ziemi.
îrednia gΩsto£µ materii, z kt≤rej zbudowane jest S│o±ce,
wynosi 1,4 grama na centymetr sze£cienny, co stanowi mniej wiΩcej
jedn╣ czwart╣ £redniej gΩsto£ci Ziemi. Ma ona w│a£ciwo£ci,
jak to wykaza│y obserwacje i rozwa┐ania teoretyczne, silnie
zjonizowanego gazu, zwanego przez fizyk≤w plazm╣. Atomy w takim
gazie s╣ cze£ciowo lub ca│kowicie pozbawione swych pow│ok
elektronowych.
Wielka ilo£µ materii i stosunkowo jej du┐a gΩsto£µ sprawiaj╣,
┐e we wn╣trzu S│o±ca temperatura dochodzi do 15 milion≤w
stopni Celsjusza i panuje ogromne ci£nienie, przekraczj╣ce 70
miliard≤w atmosfer. S╣ tam wiΩc odpowiednie warunki do
przemian j╣drowych, podobnych do tych, kt≤re zachodz╣ podczas
wybuchu bomby termoj╣drowej. Polega ona na │╣czeniu siΩ
czterech j╣der wodoru w jedno j╣dro helu, w wyniku czego
wyzwalaj╣ siΩ ogromne ilo£ci energii, kt≤r╣ S│o±ce
szczodrze nas odarowywuje.
Trwa to od miliard≤w lat i bΩdzie trwa│o co najmniej jeszcze
kilka miliard≤w lat, gdy┐ wod≤r stanowi oko│o trzech
czwartych og≤lnej masy S│o±ca. Na hel przypada jedna pi╣ta
jego masy, a reszta na pozosta│e pierwiastki, g│≤wnie za£ na
metale w stanie gazowym. Te ostatnie znajduj╣ sie przede
wszystkim w j╣drze S│o±ca, maj╣cym oko│o 700 tysiΩcy
kilometr≤w £rednicy.
Jest oczywiste, ┐e ta rozrzutno£µ nie mo┐e uj£µ S│o±cu
bezkarnie, bo przecie┐ tylko w ci╣gu jednej sekundy traci ono w
postaci promieniowania oko│o 4 milion≤w ton swej masy. Ale
ubytek ten stanowi przys│owiow╣ "kroplΩ w morzu" w
por≤wnaniu z ogromn╣ mas╣, jaka zawarta jest w kuli s│onecznej.
Nietrudno zreszt╣ obliczyµ, ┐e od czasu powstania Ziemi, co
nast╣pi│o oko│o 4,5 miliarda lat temu, S│o±ce straci│o
zaledwie 0,02 procenta swej masy.
Gdyby jednak S│o±ce zgas│o, to temperatura na Ziemi obni┐y│aby
sie nagle do minus 200 stopni Celsjusza, a mo┐e jeszcze ni┐ej.
Na skutek tego para wodna w atmosferze uleg│a by zestaleniu i
opad│a na na powierzchniΩ naszej planety w postaci £niegu lub
szronu. To samo sta│oby siΩ z innymi gazami atmosferycznymi, kt≤re
w niskiej temperaturze nie mog│yby zostaµ w stanie gazowym.
Wreszcie zamarz│yby rzeki, jeziora i oceany, wyginΩ│yby zwierzΩta
i ro£liny.
Ale ┐ycie na Ziemi wymar│oby i w≤wczas, gdyby S│o±ce pewnego
dnia zaczΩ│o silniej promieniowaµ. Wtedy na naszej planecie
temperatura znacznie by wzros│a, powierzchnia jej zamieni│aby
siΩ w ja│ow╣ pustyniΩ. Takie w│a£nie warunki panuj╣ dzi£
na Merkurym i Wenus, gdzie niemo┐liwa jest wegetacja nie tylko
zwierz╣t i ro£lin, ale nawet najprymitywniejszych organizm≤w -
bakterii.
Mo┐emy jednak byµ spokojni, moc promieniowania S│o±ca bΩdzie
siΩ utrzymywaµ na obecnym poziomie jeszcze przez bardzo d│ugi
okres czasu. Nie mo┐e to oczywi£cie trwaµ wiecznie, bo w
dalekiej przysz│o£ci bΩdzie ono coraz s│abiej promieniowaµ,
a w ko±cu wystygnie zupe│nie. Ale i to nie musi wcale oznaczaµ
zag│ady ludzko£ci, gdy┐ cz│owiek mo┐e wcze£niej opu£ciµ
ZiemiΩ i osiedliµ siΩ na planetach kr╣┐╣cych doko│a innych,
znacznie m│odszych gwiazd.
Dane liczbowe:
îrednica r≤wnika 1 392 000 km
Odleg│o£µ od Ziemi 150 000 000 km
Masa S│o±ca 1,983*1035 g
Masa (Ziemia=1) 333 000
îrednia gΩsto£µ S│o±ca 1,410 g/cm3
GΩsto£µ w £rodku S│o±ca 100 g/cm3
ObjΩto£µ S│o±ca 1,4*1018km 3
Czas obrotu wok≤│ osi 25 dni 9 godz.
Nachylenie osi wzglΩdem ekliptyki 7░20'
Pow. S│o±ca 0,6*1013 km2
Temperatura powierchni S│o±ca 6000░C
Temperatura plam s│onecznych 4000░C
Temperatura wewn╣trz S│o±ca 17 000 000░C
Ci£nienie wewn╣trz S│o±ca 70 mld. atm.
Ca│kowite promieniowanie S│o±ca 3,79*1033 erg/s-1
Promieniowanie z 1 cm2 powierzchni 6,2*1010 erg/s-1
Si│a ciΩ┐ko£ci na S│o±cu 2,738*104 cm/s2
Si│a ciΩ┐ko£ci w stosunku do S│o±ca 27,9
PrΩd. ucieczki ze S│o±ca 619,4 km/s
Odleg│o£µ od £rodka Galaktyki 26 tys.lat £w.
Okres obiegu doko│a £rodka Gal. 180 mld lat
PrΩd. ruchu doko│a £rodka Gal. 250 km/s
PrΩd. ruchu wzglΩdem bliskich gwiazd 19,5 km/s
Wielko£µ gwiazdowa S│o±ca -26,84m
Absolutna wielko£µ gwiazdowa 4,73m*
îrednia d│ugo£µ cyklu plamotw≤rczego 11,13 lat
* Tak╣ jasno£µ mia│oby S│o±ce, gdyby je przenie£µ na
odleg│o£µ 32,62 lat £wietlnych
Autor: : Bartek »ak