Najbliższa nam z gwiazd - Słońce

Słońce jako obiekt czci w starożytności

Odkąd istnieje ludzkość, obserwowano Słońce. Ludzie od zawsze zdawali sobie sprawę jak jest ono ważne, dając ciepło i światło.

Część ze starożytnych cywilizacji oddawała Słońcu boską cześć. Tak było przykładowo w starożytnym Egipcie, gdzie Słońce utożsamiano z bogiem Ra.

Zd

jęci

e:

Ric

ardo

Lib

erat

o.

Egipski bóg – Słońce Ra.

Informacje o bogu Ra znajdziesz między innymi w Wikipedii: http://pl.wikipedia.org/wiki/Ra_(bóg)

Cywilizacja starożytnego Egiptu jest znana ze swojego kultu Słońca.

Zdję

cie:

Wik

iped

ia.

Słoneczne monumenty

Jak było ważne Słońce dla starożytnych świadczą najlepiej monumenty, służące do jego obserwacji w ciągu roku. Były one specyficznymi kalendarzami, umożliwiającymi między innymi uchwycenie zmian pór roku oraz nadejście czasu żniw. Niektóre z tych „starożytnych obserwatoriów”, jak przykładowo Stonehenge w Anglii, istnieją do dziś.Pomagały one starożytnym w obserwacjach Słońca, lecz na zgłębienie jego prawdziwej natury ludzkość musiała jeszcze długo poczekać.

Zd

jęci

e:

Fré

déric

Vin

cent

.

Stonehenge w większości wytrzymało próbę czasu.

Stronę poświęconą Stonehenge znajdziesz pod adresem: http://www.english-heritage.org.uk/server/show/nav.16465

Starożytni Grecy i Arabowie

Starożytni Grecy dużo uwagi poświęcali próbom zrozumienia prawdziwej natury Słońca. Niektórzy z filozofów wnioskowali, że stanowi ono wielką, płonącą kulę położoną bardzo daleko od Ziemi.

Średniowiecznym Arabom udało się wyliczyć odległość pomiędzy Ziemią a Słońcem, obwód tarczy słonecznej, oraz udowodnić że światło Księżyca jest odbitym światłem słonecznym. Ich wyliczenia są bardzo bliskie tym, które znamy z naszych współczesnych badań.

Perskie (Irańskie) astrolabium, przyrząd używany do wyznaczania pozycji ciał na sferze niebieskiej.

Astronomia starożytnych Arabów to fascynujący temat. Dobre wprowadzenie znajdziesz w Wikipedii: http://en.wikipedia.org/wiki/Islamic_astronomy

System heliocentryczny

Teoria, że to Ziemia porusza się wokół Słońca nie zaś odwrotnie, została sformułowana już w starożytnej Grecji, Indiach, Babilonii oraz przez średniowiecznych arabskich astronomów.

Na Zachodzie została ona sformułowana w 16 wieku przez Mikołaja Kopernika. Ten „heliocentryczny” system wstrząsnął posadami ówcześnie akceptowanego porządku świata.

Idea, że Ziemia nie jest centrum Wszechświata była jedną najbardziej rewolucyjnych idei w historii nauki.

Więcej informacji na temat systemu postulowanego prze Kopernika znajdziesz: http://copernicus.torun.pl/rewolucja/

Wprowadzenie teleskopu

W 1609, włoski astronom, Galileo kupił w Wenecji ciekawy przedmiot, sprzedawany jako zabawkę. Była to bardzo prymitywna wersja przyrządu, który niebawem miał zrewolucjonizować naukę – teleskopu.

Galileusz używał go do obserwacji ciemnych plam na tarczy słonecznej. Zauważył ich zmiany z biegiem czasu, pojawianie się nowych w miarę gdy stare znikały.

Była to jedna z obserwowanych przez niego sprzeczności z tradycyjnym pojmowaniem nieba jako doskonałego i niezmiennego.

Źró

dło

: IY

A2

009

Secr

eta

riat.

Galileuszowy rysunek plam słonecznych (źródło: Istoria e Dimostrazioni, Florencja 1613).

Jeżeli chcesz zobaczyć aktualnie występujące plamy na Słońcu, odwiedź: http://sohowww.nascom.nasa.gov/sunspots/

Widmo słoneczne

W latach 1670 swoją uwagę na Słońce skierował wielki angielski fizyk, Sir Isaac Newton.

Używając pryzmatu, rozszczepił on światło słoneczne na oddzielne barwy, które można było z powrotem zmieszać przy pomocy drugiego pryzmatu.

Słońce, badane w naukowy sposób, powoli zaczęło odkrywać tajemnice swojej natury. Źr

ódło

: Ric

ardo

Car

doso

Rei

s (C

AUP)

.

Pryzmat rozszczepiający światło.

Aby powtórzyć eksperyment Newtona odwiedź: http://micro.magnet.fsu.edu/primer/java/scienceopticsu/newton/

Słońce i podczerwień

W 1800, William Herschel obserwował plamy słoneczne, używając eksperymentalnych filtrów. W prawdziwe zdumienie wprawił go fakt, że najwięcej ciepła odnotowywał termometr kiedy używał on czerwonego filtra. Działo się tak, kiedy po rozszczepieniu światła przez pryzmat termometr był trzymany tuż za czerwoną, widzialną częścią widma. Wyglądało na to, że istnieją jeszcze inne, niewidoczne rodzaje światła. Herschel odkrył promieniowanie podczerwone uzmysławiając sobie przy okazji że promieniowanie to stanowi sporą część promieniowania słonecznego.

Źród

ło: I

YA20

09 S

ecre

taria

t.

Człowiek widziany w podczerwieni. Kolory umowne

Wprowadzenie do omówienia elektromagnetycznego spektrum jest tutaj: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/emspectrum.html

Herschel był zapalonym astronomem i posiadaczem własnego obserwatorium.

Heliosejsmologia

Źród

ło: N

OAO

/AU

RA/N

SF.

Fale wywołane przez „trzęsienia Słońca” rozchodzą się w różny sposób w jego wnętrzu, pozwalając nam badać jego wewnętrzną strukturę.

Więcej informacji o heliosejsmologii znajduje się pod adresem: http://www.helas-eu.org/outreach/

Heliosejsmologia jest nauką zajmującą się badaniem wnętrza Słońca poprzez spektroskopowe obserwacje drgań powierzchni. Miejscami można ją porównać do sejsmologii w tym zakresie, który dotyczy badań trzęsień Ziemi.

Techniki badań Słońca w heliosejsmologii można również miejscami porównać do tych technik, które umożliwiają określenie kształtu muzycznego instrumentu na podstawie wydawanego przezeń dźwięku. Ź

ród

ło:

B. R

ich

ard

son (

Card

iff U

niv

ers

ity)

Źródło potęgi Słońca

Co stanowi źródło energii Słońca pozostawało zagadką praktycznie do początków 20 wieku. Uzmysłowiono sobie wówczas, że temperatura w jądrze Słońca jest tak wysoka (około 15 milionów stopni) że może mieć tam miejsce fuzja jądrowa.

Każdej sekundy 700 milionów ton wodoru zmienia się w 695 milionów ton helu. Reszta masy przemienia się w energię która napędza Słońce przez miliardy lat.

Źród

ło: W

ikip

edia

.

Fuzja jądrowa to potężne źródło energii.

For a technical explanation of nuclear fusion, consider visiting http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/NucEne/fusion.html

Budowa Słońca - wnętrze

W warstwie znajdującej się nad jądrem energia rozchodzi się przez promieniowanie. Aby jednak foton przeszedł przez tą warstwę, potrzeba miliona lat.

W następnej warstwie energia rozchodzi się dzięki konwekcji, podobnie jak w czajniku z gotującą się wodą. Gorętsza plazma jest lżejsza, zatem unosi się ku powierzchni gdzie się schładza i opada ponownie w dół.

Źró

dło

: R

icard

o C

ard

oso

Reis

(C

AU

P).

Jądro

War

stw

a

prom

ienis

ta

War

stw

a

konw

ekcy

jna

Budowa Słońca- ZewnętrzeWidoczną warstwę Słońca nazywamy fotosferą. Jej temperatura waha się w granicach 5500 stopni.

Ponad nią rozciąga się słoneczna atmosfera.

Jej pierwszą warstwę nazywamy chromosferą, widoczną jako czerwony kontur w czasie zaćmienia Słońca.

W trakcie zaćmień możesz również dostrzec jaskrawe halo wokół Słońca. Jest to zewnętrzna warstwa jego atmosfery, którą nazywamy koroną.

Fotosfera

Chromosfera

Korona

Rozbłysk

Protuberancja

Wiatr słoneczny

Plama słoneczna

Kom

pozy

cja:

Ric

ardo

Car

doso

Rei

s (C

AUP)

. Sun

Zdj

ęcia

: SO

HO

(NAS

A/ES

A)

Cykl słoneczny

Cykl słoneczny, polegający na zmianach aktywności, wyznacza „codzienny” rytm życia naszej gwiazdy.Cykl ten trwa około 11 lat, może się jednak przedłużyć do 13 lat.W trakcie trwania cyklu możemy zaobserwować przemianę Słońca z cichej i spokojnej do bardzo aktywnej gwiazdy. Towarzyszy temu zmiana polaryzacji biegunów słonecznych. Najprostszym wskaźnikiem aktywności Słońca jest ilość plam słonecznych.

Imag

e: S

OH

O (N

ASA

& E

SA).

Prawie pełny cykl słoneczny, poczynając od minimum w 1996, do maksimum w 2001, oraz do (prawie) minimum w 2006.

Aktywność Słońca– Plamy

Plamy są najdawniej znanymi objawami aktywności Słońca.

Są one rejonami, gdzie linie pola magnetycznego tworzą pułapkę która zatrzymuje ruch plazmy powodując ustanie konwekcji. To z kolei powoduje spadek temperatury plazmy do około 4500 stopni w efekcie czego plamy wydają się ciemne w porównaniu z sąsiadującymi obszarami fotosfery.

Imag

e: D

utch

Ope

n Te

lesc

ope.

Duża grupa plam słonecznych, obserwowana w 2003 przez Dutch Open Telescope.

Aktywność Słońca – Rozbłyski

Rozbłyski to jedne z najbardziej gwałtownych zjawisk obserwowanych na Słońcu.Te słoneczne eksplozje potrafią dosłownie w przeciągu paru sekund uwolnić energię równą wybuchowi miliardów ton trotylu, porównywalną z eksplozją 50 milionów atomowych bomb zrzuconych na Hiroszimę.Energia emitowana przez rozbłyski jest wykrywana we wszystkich obszarach widma, poczynając od fal radiowych na promieniowaniu gamma kończąc.

Źród

ło:

SOH

O (N

ASA

& E

SA).

Na tym zdjęciu wykonanym w ultrafiolecie rozbłyski lśnią jaśniej od jakichkolwiek pozostałych obszarów fotosfery.

Aktywność Słońca– Protuberancje

Kiedy linie pola magnetycznego unoszą się nad powierzchnię Słońca, pociągają za sobą plazmę, tworząc łuki – protuberancje. Dopóki pole magnetyczne podtrzymujące protuberancję jest stabilne, protuberancja się utrzymuje. Z biegiem jednak czasu linia pola magnetycznego się załamuje i protuberancja opada z powrotem na Słońce. Może się również zdarzyć, że w wyniku gwałtownej przebudowy pola magnetycznego część plazmy zostanie wyrzucona w przestrzeń – mamy wówczas do czynienie z tzw. protuberancją eruptywną.

Źród

ło:

SOH

O (N

ASA

& E

SA).

Kolejne fazy tworzenia się protuberancji eruptywnej. poczynając do jej powstania na wyrzuceniu plazmy w przestrzeń kończąc.

Aktywność Słońca– Koronalne wyrzuty masy

Koronalne wyrzuty masy (coronal mass ejections (CMEs)) początkowo powstają podobnie jak protuberancje. Zasadniczą różnicą jest fakt, że podtrzymujące je pole magnetyczne zamyka się na kształt bąbla który w pewnym momencie odrywa się od Słońca zabierając ze sobą uwięzioną plazmę.

Podróżując z prędkością 200 do 600 km/s, koronalne wyrzuty masy docierają do Ziemi, uderzając w jej magnetosferę i atmosferę.

Źród

ło:

SOH

O (N

ASA

& E

SA).

Zorze polarne to jedne z najpiękniejszych zjawisk wywołanych interakcjami wiatru słonecznego z ziemską atmosferą.

Źród

ło:

Seni

or A

irman

Josh

ua S

tran

g.

CME w obiektywie kamery koronografu sondy SOHO.

Aktywność Słońca – Wiatr słonecznyWiatr słoneczny to stały strumień cząstek pochodzących z korony słonecznej pochodzący z korony słonecznej temperaturze rzędu miliona stopni i prędkości rozchodzenia się około 450 km/s.

Imag

e: E

SA, M

artin

Kor

nmes

ser,

Lars

Lin

dber

g Ch

riste

nsen

Heliosfera i heliopauza.

Dociera on daleko po za orbitę Plutona, gdzie spotyka się z wiatrem wiejącym z innych gwiazd. Obszar ten stanowi granicę Układu Słonecznego – heliopauzę. Niektóre z dowodów istnienia wiatru słonecznego pochodzą z obserwacji ogonów komet. Odpychane przez wiatr słoneczny zawsze kierują się w stronę przeciwną niż Słońce.

Fala

ud

erze

niow

a

Heliopauza

HeliosferaWiatr gwiazdowy

Obserwacje Słońca przez sondy kosmiczne

Obserwacje Słońca z powierzchni Ziemi są ograniczone wpływem ziemskiej atmosfery. Posiadamy jednak w przestrzeni kosmicznej obserwatoria, dzięki którym otrzymujemy prawdziwe bogactwo informacji niemożliwych do uzyskania przy obserwacjach naziemnych. Obserwacje prowadzone w przestrzeni kosmicznej odbywają się na wszystkich pasmach elektromagnetycznego spektrum i są o wiele bardziej precyzyjne niż kiedykolwiek przedtem.

Kosmiczna pogoda oraz inne zjawiska są cały czas obserwowane przez takie sondy jak: SOHO, Hinode, STEREO, SDO.

Źród

ło: N

ASA.

Stworzona wspólnie przez NASA i ESA sonda SOHO (Solar & Heliospheric Observatory ) jest jednym ze statków kosmicznych badających naszą gwiazdę.

Oficjalną stroną misji SOHO jest http://www.nasa.gov/mission_pages/soho/

Pytnia dla przyszłych badaczy Słońca

• Jak duże jest właściwie jądro Słońca?

• Jak działa słoneczne dynamo?

• Co dokładnie podgrzewa koronę?

• Jak aktywność słoneczna wpływa na nasze codzienne życie?

Z biegiem czasu znajdziemy najpewniej odpowiedź na te pytania. Z całą jednak pewnością powstaną nowe zagadki!

Źród

ło:

SOH

O (N

ASA/

ESA)

.

Obserwacja Słońca w różnych pasmach widma (takich jak ultrafiolet i pasmo H-alpha) odsłania dodatkowe informacje.

Źród

ło: O

bser

vató

rio A

stro

nóm

ico

U. C

oim

bra

Swobodne tłumaczenie: Jacek Kupras www.djkupras.blogspot.com na podstawie:Lee PullenIYA2009 Secretariat

Ricardo Cardoso Reis(Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Portugal) - Galilean Nights Task Group

Galilean Nights is a Cornerstone Project of IYA2009http://www.galileannights.org/

ContactCatherine Moloneycmoloney@eso.org