Małgorzata Łopucka TRZĘSIENIA SŁOŃCA

Transkrypt

1 UNIWERSYTET MARII CURIE SKŁODOWSKIEJ W LUBLINIE Wydział Matematyki Fizyki i Informatyki Małgorzata Łopucka TRZĘSIENIA SŁOŃCA Praca magisterska napisana pod kierunkiem naukowym dr. hab. K. Murawskiego Lublin 2004

2 "A w środku wszystkich (planet) ma swą siedzibę Słońce. Czyż bowiem (...) moglibyśmy umieścić ten znicz w innym lepszym miejscu niż w tym, z którego on może wszystko równocześnie oświetlać? Wszakże nie bez słuszności nazywają go niektórzy latarnią świata, inni rozumem jego, jeszcze inni władcą (...) Tak więc zaprawdę Słońce, jakby na tronie królewskim zasiadając, kieruje rodziną planet, krzątająca się dokoła" Mikołaj Kopernik, De Revolutionibus, Księga I, Rozdział X

3 Wstęp... 4 Cel i zakres pracy Podstawowe informacje na temat Słońca Narodziny Słońca Położenie Słońca Budowa i struktura Słońca Produkcja energii na Słońcu Pole magnetyczne i aktywność Słońca Słońce a Ziemia Przyszłość czyli ewolucja Słońca Rodzaje globalnych oscylacji Słońca Charakterystyka modów p Charakterystyka modów g Charakterystyka modów f Heliosejsmologia czasowo-przestrzenna Badania własne symulacje numeryczne trzęsień Słońca Charakterystyka i zastosowanie programu CLAWPACK do symulacji numerycznych Rozbłyski słoneczne a trzęsienia Słońca Model jednowymiarowy Model atmosfery słonecznej Dwuwarstwowy model atmosfery słonecznej Model trzywarstwowy Porównanie wyników symulacji numerycznych trzywarstwowego modelu atmosfery Słońca dla siatki i Porównanie wyników modelu dwuwarstwowego i trzywarstwowego Podsumowanie Bibliografia Spis Rysunków Spis Tabel

4 Wstęp Słońce jest źródłem prawie całej energii, która utrzymuje życie, powoduje zmiany pogody oraz reguluje klimat. Stanowi łącznik z procesami, powodującymi ruchy obiektów wszechświata. Dzięki wysokiej jakości światła słonecznego możliwe jest życie na Ziemi. To, że średnia temperatura powierzchni Ziemi ma odpowiednią dla istnienia życia wartość około 290 K, wynika również z ilości wysyłanego przez Słońce światła. Ta szczęśliwa kombinacja jakości i ilości światła słonecznego sprawia, że Ziemia jest kwitnącym ogrodem, a nie wypaloną pustynią czy też lodowatym pustkowiem. Światło słoneczne obserwowane na Ziemi pochodzi z wewnętrznej warstwy atmosfery słonecznej fotosfery. Fotony gamma powstające we wnętrzu Słońca są wielokrotnie absorbowane i reemitowane zanim opuszczą gwiazdę, co uniemożliwia bezpośrednie wykorzystanie spektroskopii optycznej jako źródła informacji o wnętrzu Słońca. Pierwsze próby określenia warunków panujących we wnętrzu Słońca pochodzą z drugiej połowy XIX wieku. Badania wtedy prowadzone miały na celu przede wszystkim wyjaśnienie pochodzenia energii emitowanej przez Słońce. W 1926 roku Sir Arthur Eddington przedstawił hipotezę, że energia słoneczna wydzielana jest podczas procesu łączenia się czterech protonów w atom helu. Około piętnastu lat później został odkryty mechanizm słonecznej reakcji jądrowej prowadzącej do produkcji helu, co pozwoliło na konstruowanie pierwszych modeli budowy wewnętrznej Słońca. Kolejnym i właściwie kluczowym etapem w rozwoju heliofizyki były obserwacje Słońca przeprowadzone w latach Na podstawie tych obserwacji wykonane zostały pierwsze analizy składu i dynamiki niewidocznych, wewnętrznych części Słońca. Po raz pierwszy w 1962 roku Leighton i inni 1 wykorzystali efekt Dopplera do obserwacji oscylacji słonecznych. Początkowo obserwowane oscylacje uznawane były za lokalne zjawisko w słonecznej atmosferze i dopiero w 1970 roku Ulrich postawił tezę, że mogą być one związane ze wzbudzaniem w atmosferze modów globalnych. Obserwacje te doprowadziły do odkrycia tzw. oscylacji pięciominutowych 2, które są związane z rytmicznym ruchem powierzchni Słońca z prędkością około 15 cm/s na tle prędkości otoczenia rzędu 330 m/s. Interpretacja tych obserwacji, zaprezentowana na początku lat 1 R.B.Leighton, R.W.Noyes, G.W.Simon, 1962, Astrophysical Journal, 135, P.Demarque, D.B.Guenther, 1999, Proc. atl. Acad, Sci. USA, 96,

5 Wstęp siedemdziesiątych przez Ulricha 3 oraz Leibachera i Steina 4, opierała się na założeniu, że we wnętrzu Słońca fale akustyczne generują mody o częstościach rezonansowych. Skład i struktura Słońca (prędkość rozchodzenia się dźwięku i rozmiary przestrzenne) determinują dopuszczalne częstości fal akustycznych wewnątrz Słońca. W ten sposób zostają wyselekcjonowane i wzmocnione mody o określonej liczbie węzłów (długości fal). Przypuszczenia te zostały potwierdzone w 1975 roku przez Deubnera, który analizując pomiary prędkości radialnej dla horyzontalnych liczb falowych w funkcji częstości, pierwszy odkrył istnienie rozseparowanych pasm na diagramie zależności horyzontalnej liczby falowej od częstotliwości k h (ω). Pasma te są związane z różnymi stopniami radialnymi modów oscylacji 5. W pierwszej połowie lat osiemdziesiątych XX wieku, na podstawie obserwacji Harvey a i Duvalla, Duvall i inni 6 opisali mechanizmy związane z rotacją Słońca, co było pierwszym ważnym sukcesem heliofizyki. Rozwój naziemnych technik obserwacyjnych w następnych latach pozwolił na identyfikację kolejnych modów oscylacji słonecznych, których analiza stała się głównym źródłem wnioskowania na temat wewnętrznej struktury, składu Słońca oraz dynamiki i rotacji wnętrza gwiazdy. Podejście to, tzw. spektroskopia akustyczna, jest podstawowym narzędziem wykorzystywanym w nowej dziedzinie heliofizyki zwanej heliosejsmologią. W 1993 roku Duvall dowiódł, że oprócz pionowej składowej prędkości plazmy słonecznej, można również mierzyć czas, w jakim fale przebywają ustaloną drogę w słonecznej fotosferze był to początek heliosejsmologii czasowo-przestrzennej. Dzięki temu możliwe stały się badania lokalnych przepływów występujących poniżej słonecznej fotosfery. Obrazy przepływów plazmy słonecznej, uzyskane z zastosowaniem technik czasowo-przestrzennych, znacznie przewyższają rozdzielczością wyniki obserwacji opartych na bezpośrednim wykorzystaniu przesunięć Dopplera. Techniki obserwacyjne uległy dalszemu udoskonaleniu w latach dziewięćdziesiątych. Oprócz nowych obserwatoriów naziemnych, jak powstała w 1995 roku sieć teleskopów GONG, zostało uruchomione orbitalne obserwatorium słoneczne SOHO, na którego pokładzie znajdują się trzy instrumenty heliosejsmiczne: MDI Michelson Doppler Imager, GOLF Global Oscillations at Low Frequencies i VIRGO Variabi- 3 R.K.Ulrich, 1970, Astrophysical Journal, 162, J.W.Leibacher, R.F.Stein, 1971, Astrophysical Journal Letters, 7, W.A.Dziembowski, 2000, Advances in Solar Research at Eclipses from Ground and from Space, Kluwer, Academy Publishers, T.L.Jr.Duvall, W.A.Dziembowski, P.R.Goode i inni, 1984, ature, 310,

6 Wstęp lity of Solar Irradiance and Gravity Oscillations. Prawie wszystkie instrumenty obserwacyjne dostarczają danych o prędkości radialnej powierzchni Słońca. Informacje otrzymywane dzięki VIRGO, oprócz danych związanych z promieniowaniem słonecznym i geometrią dysku słonecznego, dotyczą modów oscylacji słonecznych w zakresie od 1 µhz do 8 MHz, ich częstości, amplitud i faz. Oczekuje się, że dzięki VIRGO możliwe stanie się wykrycie i sklasyfikowanie modów g oscylacji. Eksperyment GOLF ma na celu rejestrację ruchów plazmy w obrębie całego dysku słonecznego. Instrument ten został zaprojektowany do obserwacji globalnych modów oscylacji Słońca w zakresie od 0,1 µhz do 10 mhz, a szczególnie modów o długich okresach i niskich stopniach, które penetrują wewnętrzne warstwy Słońca. Eksperyment MDI oprócz możliwości rejestracji obrazów całego dysku słonecznego, dostarcza również szczegółowych informacji na temat oscylacji wybranych fragmentów widocznej powierzchni Słońca. Na pokładzie SOHO za pomocą instrumentu EIT The Extreme Ultraviolet Imaging Telescope badane są relacje dwóch rozbłysków zrzeszonych fali, fali Moretona i fali EIT. Szybkość rozprzestrzeniania fali Moretona i fali EIT wynosiły odpowiednio w przybliżeniu 780 km/s i 200 km/s. Dane o szybkości i umiejscowieniu tych fal wyraźnie pokazują, że mają one różne właściwości fizyczne 7. Czasy widzialności dla fali Moretona i fali EIT nie pokryły się fala Moretona poprzedziła falę EIT. Jest to niezgodne z identyfikacją fali EIT poprzez szybki mod MHD 8. Dzięki rozwojowi technik obserwacyjnych i wprowadzeniu metod heliosejsmologii czasowo-przestrzennej, możliwe stało się konstruowanie dwuwymiarowych map ruchów powierzchni słonecznej, a nawet trójwymiarowych obrazów przepływu plazmy w zewnętrznych warstwach atmosfery słonecznej. Na podstawie takich informacji można wnioskować na temat budowy wewnętrznej Słońca struktura i dynamika niewidocznych warstw słonecznych mają niewątpliwy wpływ na rozchodzące się tam fale. Słońce ukrywa nadal wiele tajemnic i aby móc je rozwiązywać, potrzebne są dokładniejsze obserwacje i badania wykonywane za pomocą lepszych przyrządów. Naukowcy nadal niewiele wiedzą na temat pola magnetycznego Słońca i charakterystycznych rotacji jego głębiej położonych warstw, które to informacje są niezbędne do wyjaśnienia i zrozumienia powstawania efektu dynama magnetycznego. Oprócz tego trwają próby wytłumaczenia przyczyn występowania koronalnych wyrzutów masy (CME), 7 K.Shibata, S.Eto, N.Narukage i inni, 2002, Observations of Moreton Waves and EIT Waves, COSPAR Colloquia Series, S.Eto, H.Isobe, N.Narukage, 2002, Relation between a Moreton Wave and an EIT Wave Observed on 1997 ovember 4, Astronomical Society of Japan No.3, 54,

7 Wstęp zmian jasności Słońca, generacji strumieni wiatru słonecznego o dużych prędkościach, a także dokonywania bezpośrednich pomiarów najbardziej wewnętrznej heliosfery a nawet i korony słonecznej. Dlatego też planowane są misje, które mają na celu wspomóc rozwiązanie tych zagadek i problemów. Misje te mają charakteryzować się wielopunktowymi obserwacjami na podstawie których możliwe będzie otrzymywanie trójwymiarowych obrazów Słońca. W rezultacie otrzymywane dane obserwacyjne będą posiadać wysoki stopień rozdzielczości czasowo-przestrzennej. SOLAR B to proponowana na 2006 rok misja wysyłana przez ISAS przy współpracy z NASA i PPARC 9. Ma to być kolejne udoskonalenie pomysłu Yohkoh, czyli misji SOLAR A, dla osiągnięcia lepszych rezultatów badań. Misja składa się ze skoordynowanego kompletu instrumentów optycznych, które mają za zadanie zbadać wpływ pola magnetycznego Słońca na własności korony słonecznej. W skład tych instrumentów wchodzą: SOT Solar Optical Telescope, XRT X- ray Telescope oraz EIS EUV Imaging Spektrometer. SOLAR B ma być umieszczony na orbicie Ziemi w prawie ciągłym świetle słonecznym, dzięki czemu obserwacje Słońca będą mogły odbywać się dniem i nocą przez dziewięć miesięcy w każdym roku 10. Misja ta ma pomóc w zrozumieniu mechanizmów odpowiedzialnych za zmienność magnetyzmu Słońca, jego wpływu na całkowitą produkcję energii słonecznej oraz w lepszych i dokładniejszych przewidywaniach pogody kosmicznej. STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) jest następną misją w programie NASA planowaną na 2006 rok, która ma zostać umieszczona poza linią Słońce Ziemia. W czasie tej dwuletniej misji mają być użyte dwa prawie identyczne pojazdy kosmiczne dla lepszego dostarczania pierwszych trójwymiarowych stereoskopowych obrazów Słońca. Naukowcy w pełni nie rozumieją pochodzenia i rozwoju koronalnych wyrzutów masy (CME), ani ich struktury i zasięgu, jaki mają w międzyplanetarnej przestrzeni. Unikalne trójwymiarowe obrazy STEREO struktury CME umożliwią naukowcom zbadanie i określenie ich natury oraz genezy. Misja STEREO dostarczy całkowicie nowej perspektywy obrazowania zjawisk słonecznych. Aby otrzymać takie unikalne obrazy Słońca, bliźniacze obserwatoria muszą zostać umieszczone w orbitach heliocentrycznych poza linią Ziemia Słońce. Jedno obserwatorium będzie umieszczone przed orbitą Ziemi a drugie poza nią 11. Dzięki tej

8 Wstęp misji może uda się dostać pierwsze trójwymiarowe badania gwiazdy (atmosfery słonecznej), otrzymać identyfikację regionów źródeł CME, wpływ CME na przestrzeń międzyplanetarną oraz magnetosferę ziemską 12. STEREO wymaga obserwacji z Ziemi. Może być narzędziem pomocnym w ulepszeniu zdolności przewidywania kosmicznej pogody 13, odkrywania miejsc i mechanizmów energicznego przyspieszenia cząstek, sondującym słoneczne dynamo przez badanie cyklicznych zjawisk występujących w koronie i przestrzeni międzyplanetarnej, określającym trójwymiarowe struktury wzburzonych międzyplanetarnych pól magnetycznych, zrozumieniu genezy oraz konsekwencji CME. Instrumenty w obrębie misji STEREO to: SECCHI Sun Earth Connection Coronal & Heliospheric Investigation, w którego skład wchodzą: UV Imager, Coronagraphs, Heliospheric Imager oraz STEREO/WAVES SWEAVES (odbiornik ten dokonuje rekonstrukcji generacji i ewolucji przemieszczających się zaburzeń plazmy i fal radiowych), PLASTIC Plasma & Suprathermal Ion Composition (dokonuje bezpośredniej charakterystyki plazmy na podstawie badania protonów, cząstek alfa i ciężkich jonów) i IMPACT In Situ Measurements of Particles and CME Transients (dokonuje pomiaru słonecznego wiatru elektronowego, międzyplanetarnych pól magnetycznych i energetycznych cząsteczek słonecznych). SDO Solar Dynamics Observatory to orbitalna misja ziemska w programie NASA planowana na rok Ma ona za zadanie obserwować pole magnetyczne Słońca, wykonywać wysokiej jakości obrazy, wykonywać mapy magnetyczne i sondować wnętrze gwiazdy. Instrumenty, które mają być tu wykorzystane to: Helioseismic & Magnetic Imager (HMI), Atmospheric Imaging Assembly (AIA) EUV/UV Imager, Extreme UV Variability Experiment (EVE). SOLAR ORBITER to misja planowana na rok 2013 lub później przez ESA. Ma ona za zadanie obserwować z poza ekliptyki najbardziej wewnętrzne regiony naszego systemu słonecznego przy wykorzystaniu elektrycznych impulsów słonecznych i powtarzania flybys Wenus do osiągnięcia orbity heliosfery. Słońce ma być obserwowane z bardzo bliskiej odległości, z bardzo dużym zbliżeniem. Loty przy Słońcu mają być zharmonizowane z jego rotacją. Obrazy regionów biegunów słonecznych mają być dostarczane z zakresu heliograficznego tak wysokiego jak 38 stopni. Ma być także dokonywana bezpośrednia diagnostyka najbardziej wewnętrznej heliosfery. Instrumenty wy

9 Wstęp korzystywane w tej misji to: Plasma Package (SWA), Fields Package (MAG + RPW + CRS), Particles Package (incl. Neutrons,gammas & dust), Visible Light Imager & Magnetograph (VIM), EU Imager (3 telescopes, incl. FSI), EU Spectrometer, Spectrometer/Telescope Imaging X-rays (STIX), Coronograph (COR). SOLAR PROBE to kolejna planowana przez NASA misja, która ma wykorzystywać pole grawitacyjne Jowisza. Czas rozpoczęcia misji jest nieznany, ponieważ do tej pory nie ma jeszcze na nią funduszy, aczkolwiek projekt jest już sprawdzany przez NASA, choć jeszcze nie jest zatwierdzony. Czas trwania misji przewidziany jest na 3,8 lat. Misje słoneczne mają wybitnie skoordynowane programy i ich realizatorzy są w trakcie odkrywania naprawdę wysokiego zakresu misji słonecznych i lokalizowania misji w różnych częściach systemu słonecznego, w celu kompleksowego badania wysokiej struktury i dynamiki Słońca w trójwymiarze i pod rożnymi kątami. Badania Słońca opuszczają już rejony bliskie Ziemi. Słońce to ośrodek niezwykle złożony i dokładna jego analiza teoretyczna jest obecnie niemożliwa, a opis matematyczny okazuje się tu bardzo trudny. Dlatego też stosuje się symulacje numeryczne, choć one również nie pozwalają na pełną analizę bardzo skomplikowanych zjawisk zachodzących na Słońcu. Jednak stopniowo, przechodząc od analizy problemów mniej złożonych do zagadnień trudniejszych, możliwe jest uzyskanie wyników mogących służyć jako narzędzie uzupełniające i weryfikujące obliczenia analityczne. Symulacje numeryczne pozwalają rozważać problemy, których nie można rozpatrywać eksperymentalnie. Pomagają one planować kosztowne przedsięwzięcia doświadczalne, a następnie wspomagają interpretację ich wyników. Obliczenia numeryczne, analityczne oraz techniki doświadczalne są podstawowymi narzędziami wykorzystywanymi w badaniach naukowych XX i XXI wieku. Niniejsza praca zawiera opis i wyniki symulacji numerycznych fal sejsmicznych rozchodzących się na Słońcu ( trzęsienia Słońca ). Fale sejsmiczne na Słońcu zaobserwowano po raz pierwszy w połowie lat dziewięćdziesiątych XX wieku 14, a zostały odkryte jako efekt towarzyszący rozbłyskom słonecznym. Proces ekscytacji i ewolucji tych fal jak dotąd nie został jeszcze wyjaśniony. Istniejące modele, np. model Kosovicheva i Zharkovej 15 zakładający ścisły związek pomiędzy rozbłyskami a falami sejsmicznymi, nie tłumaczą dostatecznie efektów związanych z rozchodzeniem się tych 14 A.G.Kosovichev, V.Zharkova, 1996, Helioseismology, A.G.Kosovichev, V.Zharkova, 1998, ature, 393,

10 Wstęp fal, np. wzrostu prędkości czoła fali wraz z przebytym dystansem. Dlatego też w niniejszej pracy została podjęta próba wykonania i opisu symulacji numerycznych fal sejsmicznych rozchodzących się na Słońcu przy zastosowaniu dwuwarstwowego modelu atmosfery słonecznej Mędrka, Murawskiego i Nakariakova 16, a następnie uogólnienia go na model trzywarstwowy co jest głównym celem tej pracy. 16 K.Murawski, 2002, Analytical and numerical methods for wave propagation in fluids, Word Scientific

11 Cel i zakres pracy Celem teoretycznym niniejszej pracy jest ukazanie podstawowych informacji na temat Słońca i zachodzących tam zjawisk w oparciu o wybraną literaturę. Początek stanowi krótkie przedstawienie hipotez dotyczących powstania tej gwiazdy i Układu Słonecznego oraz jej położenia w Naszej Galaktyce. Następnie opisana jest budowa wewnętrzna Słońca, skład chemiczny, cechy i parametry charakteryzujące jego obszary, a także zjawiska jakie mają miejsce w atmosferze słonecznej i ich wpływ na Ziemię oraz jej mieszkańców. Omówiony jest również sposób produkowania energii na Słońcu i cykliczne zmiany aktywności słonecznej, które mają związek z generowanym tam polem magnetycznym, a także ewolucja czyli przyszłość Słońca. Ukazana jest krótka charakterystyka rodzajów globalnych oscylacji obserwowanych na Słońcu oraz nowa dziedzina astrofizyki heliosejsmologia zajmująca się badaniem wewnętrznej struktury Słońca (i gwiazd) metodami sejsmicznymi, czyli poprzez analizę rozchodzących się fal o różnych częstościach we wnętrzu badanych obiektów. Opisana jest tu heliosejsmologia czasowo-przestrzenna, której celem jest scharakteryzowanie oscylacji słonecznych poprzez zmierzenie w sposób bezpośredni czasów, jakie potrzebne są fali akustycznej na przebycie drogi z powierzchni słonecznej do Jej wnętrza i z powrotem. Celem badawczym pracy jest przeprowadzenie i opisanie symulacji numerycznych trzęsień Słońca w oparciu o dwuwarstwowy i trzywarstwowy model atmosfery słonecznej przy wykorzystaniu programu numerycznego CLAWPACK 17. Eksperymenty numeryczne w przypadku modelu trzywarstwowego, który jest rozszerzeniem modelu dwuwarstwowego o jednoznacznie wyodrębniony obszar chromosfery, zostały wykonane przy użyciu dwóch siatek numerycznych. Następnie przeprowadzono analizę otrzymanych wyników metodą graficzną oraz porównano oba modele i wyciągnięto wnioski. 17 R.LeVeque, CLAWPACK user notes, Applied Mathematics Univ. of Washington, Washington

12 Cel i zakres pracy Podsumowując, główne cele niniejszej pracy to zbadanie, przeanalizowanie i omówienie: 1) Podstawowych informacji na temat Słońca i zjawisk tam zachodzących, 2) Fal sejsmicznych rozchodzących się na Słońcu ( trzęsień Słońca ) obserwowanych na poziomie fotosfery, 3) Modelu jednowymiarowego atmosfery słonecznej, 4) Modelu dwuwarstwowego atmosfery słonecznej, składającego się z warstw obejmujących obszar korony słonecznej i chromosfery oraz obszar fotosfery i strefy konwekcyjnej, 5) Uogólnienie modelu dwuwarstwowego na model trzywarstwowy atmosfery słonecznej poprzez wyodrębnienie trzeciego obszaru chromosfery, 6) Porównanie wyników symulacji numerycznych modelu trzywarstwowego atmosfery słonecznej otrzymanych dzięki zastosowaniu dwóch siatek numerycznych, 7) Obu modeli poprzez porównanie otrzymanych wyników. Dlatego też zostały w pracy założone następujące hipotezy: 1) Efektem towarzyszącym rozbłyskom słonecznym jest powstawanie fali sejsmicznej oraz zwiększanie prędkości jej rozchodzenia się wraz z odległością od miejsca wzbudzania, 2) Stosowanie metod numerycznych pozwala rozwiązywać złożone problemy (atmosfera Słońca), których analiza teoretyczna jest niemożliwa a opis matematyczny często bardzo trudny, 3) Stopniowe przejście od analizy mniej złożonych zagadnień model jednowymiarowy w ośrodku niejednorodnym do bardziej skomplikowanych problemów model dwuwymiarowy atmosfery słonecznej w ośrodku jednorodnym, 4) Badanie trzęsień Słońca przy pomocy modelu dwuwarstwowego obejmującego obszary korony słonecznej i chromosfery oraz fotosfery i strefy konwekcyjnej, 5) Uogólnienie i rozwinięcie modelu dwuwarstwowego na bardziej realistyczny model trzywarstwowy atmosfery Słońca z wyodrębnionym obszarem chromosfery, która charakteryzuje się brakiem równowagi termodynamicznej, 6) Porównanie otrzymanych wyników symulacji numerycznych przy zastosowaniu wyżej wymienionych modeli w celu otrzymania ważnych wniosków

13 Cel i zakres pracy W związku z powyższym, w pracy została postawiona następująca teza: symulacje numeryczne fal trzęsień Słońca to użyteczne narzędzie do badania mechanizmu wzbudzania i rozprzestrzeniania fal sejsmicznych na Słońcu. Proste modele atmosfery słonecznej powielają kilka cech słonecznych fal sejsmicznych przewidzianych we wcześniejszych teoriach i ostatnich obserwacjach. Dalsze rozwijanie i udoskonalanie modeli numerycznych, stymulowane również przez rosnące możliwości obliczeniowe współczesnych komputerów, będzie prowadziło do podniesienia użyteczności symulacji komputerowych i pozwoli na modelowanie coraz bardziej realistycznych układów fizycznych. Dla osiągnięcia postawionych celów, udowodnienia założonych hipotez i postawionej tezy postanowiono przeprowadzić eksperymenty numeryczne, których wyniki są przedstawione w niniejszej pracy. W pracy zostały wykorzystane metody opisowe, wyjaśniające problematykę poszczególnych zagadnień oraz metoda krytyki źródeł pozwalająca na porównanie, ukazanie różnych podejść do tego samego problemu. Ponadto w pracy zastosowano symulacje numeryczne i graficzne przedstawienie wyników. Podczas pisania pracy wykorzystano liczną literaturę z zakresu astronomii, astrofizyki, fizyki procesów cieplnych (termodynamika), dynamiki płynów (hydrodynamika), pola elektrycznego i magnetycznego (elektromagnetyzm), pola grawitacyjnego, wiele czasopism specjalistycznych oraz tablice chemiczne, fizyczne i astronomiczne. Skorzystano również z szerokiej gamy publikacji internetowych. Praca składa się z dwóch rozdziałów. Rozdział pierwszy posłużył do przedstawienia prawdopodobnego powstania Słońca i Układu Słonecznego, jego położenia w Naszej Galaktyce, struktury wewnętrznej, składu chemicznego, zjawisk obserwowanych w atmosferze słonecznej, metod obserwacyjnych, wpływu Słońca na Ziemię i jej mieszkańców oraz przyszłości czyli ewolucji Słońca. Zawiera on informacje dotyczące globalnych oscylacji słonecznych, ich opis i krótką charakterystykę a także wiadomości na temat nowej dziedziny astrofizyki heliosejsmologii, ze szczególnym uwzględnieniem heliosejsmologii czasowo przestrzennej. Rozdział ten ma charakter popularnonaukowy, gdyż adresowany jest do początkującego czytelnika, który rozpoczyna swą podróż, przygodę ze Słońcem i chce poszerzyć swoje wiadomości na ten temat. Rozdział drugi przedstawia opis i wyniki symulacji numerycznych fal sejsmicznych rozchodzących się na Słońcu będących efektem towarzyszącym rozbłyskom sło

14 Cel i zakres pracy necznym. Zawiera on zatem podstawowe wiadomości na temat rozbłysków słonecznych, które są zewnętrznym przejawem wydzielania się ogromnych ilości energii oraz obserwowanej w tym czasie wzmożonej emisji różnego rodzaju promieniowania, ich struktury, czasu trwania, postaci oraz towarzyszących im charakterystycznych efektów, których mechanizm nie został jeszcze wyjaśniony. Opisane tu eksperymenty numeryczne przeprowadzone były początkowo w ośrodku jednorodnym przy użyciu modelu jednowymiarowego, a potem w ośrodku niejednorodnym przy wykorzystaniu modeli dwuwarstwowego i trzywarstwowego atmosfery słonecznej. Wyniki otrzymane z zaadoptowanego modelu dwuwarstwowego atmosfery słonecznej, który obejmował obszary korony słonecznej i chromosfery oraz fotosfery i strefy konwekcyjnej, dzięki zastosowaniu realistycznych profili temperaturowych, potwierdziły efekty przyspieszania fali sejsmicznej oraz zasugerowały wpływ nowych zjawisk na rozchodzenie się tego rodzaju fal: efekty nieliniowe, odbicia od obszaru przejściowego, uginanie fali. Poprawność zastosowanego modelu potwierdziła jakościowa zgodność rezultatów symulacji z obserwacjami SOHO/MDI 18. Dlatego też postanowiono dokonać symulacji numerycznych przy zastosowaniu bardziej realistycznego modelu obejmującego trzy warstwy, który jest rozwinięciem poprzedniego modelu 19 poprzez wyodrębnienie obszaru chromosfery. Przedstawione są tu wyniki przeprowadzonych badań, zarówno w formie opisów tekstowych porównujących oba modele, jak i wykresów graficznych. Pracę kończą ogólne wnioski będące podsumowaniem rozważań ujętych w niniejszej pracy. 18 A.G.Kosovichev, V.Zharkova, 1998, ature, 393, M.Mędrek, K.Murawski, V.M.Nakariakov, 2000, Propagational aspects of sunquake waves, Acta Astron. 50, 405,

15 1 Podstawowe informacje na temat Słońca 1.1 Narodziny Słońca Zdaniem naukowców wszechświat narodził się w wyniku wielkiego wybuchu, który miał miejsce około 15 miliardów lat temu. W pewnym momencie istniała niezwykle gorąca i niewyobrażalnie mała kula, a w chwilę potem, tuż po największej w historii eksplozji Wielkim Wybuchu (Big Bang), powstał wszechświat. Ta eksplozja była na tyle gigantyczna, iż uczestnicząca tam materia wciąż gna we wszystkich możliwych kierunkach z bardzo dużą szybkością. Nikt nie zna odpowiedzi na pytanie, dlaczego nastąpił Wielki Wybuch, jednak naukowcy starają się stawiać hipotezy dotyczące tego, co mogło stać się potem. W czasie powstania wszechświat był malutką kulą, dużo mniejszą od atomu. We wnętrzu owej kuli występowało wszystko, co niezbędne do uformowania wszechświata, chociaż siły i materia różniły się od tych, które znane są dzisiaj. Nagle kula zaczęła pęcznieć, a ułamek sekundy później siła ciężkości oszalała. Zamiast wiązać rzeczy, jak to się dzieje dzisiaj, siła ciężkości spowodowała rozsadzenie małego uniwersum, ciskając nim z fantastyczną szybkością i nadymając je wiele tysięcy miliardów razy w okresie czasu krótszym od sekundy! Tą zdumiewającą ekspansję naukowcy nazywają inflacją. Inflacja utworzyła przestrzeń, w której możliwe stało się formowanie materii i energii (Rys 1.1). Wyłaniający się wszechświat rozpoczął stopniowo się wychładzać, po czym utworzyła się materia, a także podstawowe siły między innymi elektryczność. Nie istniały jeszcze atomy, tylko kwarki i elektrony. Poza tym istniała również antymateria lustrzane odbicie materii. Gdy spotkały się materia i antymateria, zaczęły niszczyć się nawzajem i przez jakiś czas los wszechświata był zależny od wyniku ich walki. W rezultacie uległa zniszczeniu prawie cała materia i antymateria, ale pozostało trochę materii. Ta ilość materii pozostała do dzisiaj jest to malutka cząstka tego, co istniało wcześniej. Po tej tytanicznej walce inflacja uległa zatrzymaniu, a jej pęd spowodował, że do dziś wszechświat rozprzestrzenia się na wszystkie strony, natomiast skutki potężnej eksplozji są do dziś wykrywane pod postacią promieniowania mikrofalowego. Większa

16 Podstawowe informacje na temat Słońca część naukowców jest zdania, iż tło promieniowania mikrofalowego jest dobrym dowodem na to, że rzeczywiście miał miejsce Wielki Wybuch. Gdy zakończyła się inflacja siła ciężkości zaczęła już działać normalnie, a z chaotycznej masy utworzył się najprostszy atom, atom wodoru. W ciągu trzech minut atomy wodoru połączyły się, tworząc hel, a po jakimś czasie wszechświat został wypełniony przez wirujące obłoki helu i wodoru. Po około milionie lat gazy krążące we wszechświecie uformowały długie, cienkie pasma, pomiędzy którymi ukazały się rozległe i ciemne dziury. Pasma te stopniowo skupiały się tworząc galaktyki i gwiazdy. Obłoki gazu zostały skupione w pasma dzięki sile ciężkości, czego wciąż nie potrafią wyjaśnić naukowcy. Zgodnie z ich wyliczeniami, siła grawitacji nie mogła działać bardzo szybko. Te obliczenia byłyby poprawne, gdyby świat posiadał 100 razy więcej materii niż naprawdę zawiera. Według pewnej liczby naukowców, wszechświat tworzy głównie ciemna i zimna materia, która nie jest przez nas zauważana. Jednak ciemna materia do końca nie wyjaśnia, dlaczego gazy w ogóle uległy skupieniu. Niektórzy z naukowców wierzą, że wszechświat musiał być na początku trochę bryłowaty. W roku 1992 Satelita Badacz Kosmicznego Tła wykrył słabe fale w tle mikrofalowym, wskazujące na to, że mogło tak być 20. Rys Schemat prawdopodobnego powstawania wszechświata [Źródło: Problem powstania Słońca i Układu Słonecznego, jak większość zagadnień kosmologicznych, nie jest jeszcze dostatecznie zbadany. Hipotezy starające się odtworzyć poszczególne etapy rozwoju naszego układu można podzielić na dwie kategorie. Pierw- 20 J.Farndon, Szkolna Encyklopedia, Wydawnictwo RTW, Warszawa 1995,

17 Podstawowe informacje na temat Słońca sze zakładają, że wskutek kondensacji mgławicy ciemnej powstało najpierw Słońce, które dopiero po upływie dość długiego czasu zyskało planety, komety i meteory. Drugie suponują, że rodzina Słońca uformowała się jednocześnie z nim samym z tego samego tworzywa, przy czym mniejsze obiekty zostały zmuszone przez siły grawitacyjne Słońca do jego obiegania. Do pierwszej grupy teorii należy zaliczyć przede wszystkim hipotezę mgławicową Kanta-Laplace'a. Według niej olbrzymie prasłońce, kondensując się pod wpływem własnej grawitacji, przyspieszało swój obrót dokoła osi. Wymagała tego zasada zachowania momentu pędu. W okolicach równika słonecznego miały się tworzyć w wyniku takiej akcji wybrzuszenia, które wskutek wzrastającej tam siły odśrodkowej w miarę przyspieszania rotacji odrywały się w postaci ogromnych gazowych pierścieni. Z czasem pierścienie te skupiały się w globy obecne planety. Akt taki miał się powtarzać co pewien czas, w miarę postępującej coraz dalej kondensacji prasłońca, dając coraz to nowe porcje materii planetotwórczej. Według tej hipotezy wiek planet byłby różny: bliższe Słońca byłyby młodsze, dalsze starsze. Planety z kolei powtórzyły opisany zabieg, oczywiście w mniejszej skali, tworząc księżyce. Hipoteza Kanta-Laplace'a mimo cech prawdziwości upadła, gdyż była w niezgodzie z wieloma nowszymi danymi obserwacyjnymi i badaniami astrofizycznymi. Do tej samej kategorii należy zaliczyć teorię J. Jeansa, który założył, że w dalekiej przeszłości jakaś obca gwiazda minęła Słońce w dostatecznie małej odległości, aby siły przypływowe oderwały od niej olbrzymią smugę gazów (tzw. cygaro Jeansa), z której po podziale powstały przez kondensację globy planet. Jednak i ta teoria niestety została odrzucona. Wobec pustki dominującej w Galaktyce spotkanie dwóch gwiazd jest mało prawdopodobne i cała Galaktyka po 20 miliardach lat istnienia mogłaby się stać areną powstania zaledwie kilkuset systemów planetarnych. Poza tym prawdopodobnie cygaro spadłoby z powrotem na Słońce, nim zdążyłyby się z niego utworzyć planety 21. Nowsze teorie przyjmują, że Słońce i jego rodzina tworzyły się jednocześnie z pierwotnej pyłowo-gazowej mgławicy. W otoczeniu prasłońca pozostała wystarczająca ilość nie wyzyskanej przez niego materii i z niej to właśnie powstały wiry większych i mniejszych rozmiarów, które po kondensacji tworzącej je materii ciemnej dały początek planetom i księżycom. 21 Pod redakcją S.Piotrowskiego, Astronomia popularna, Wiedza Powszechna, Warszawa 1990,

18 Podstawowe informacje na temat Słońca Kondensacja drobnych cząstek pyłowych w większe skupiska, zachodziła dzięki tzw. niestabilności grawitacyjnej cienkiej warstwy pyłu zalegającej centralną płaszczyznę ( równik ) pierwotnej mgławicy. Niestabilność ta sprowadza się do tego, że na skutek wzajemnego przyciągania grawitacyjnego drobnych lodowo-skalnych bryłek, cała warstwa pyłu rozpada się na odrębne skupiska narastające wokół przypadkowo pojawiających się, lokalnych zagęszczeń. Skupiska takie narastały, gromadząc coraz więcej materii, a zderzając się ze sobą tworzyły jeszcze większe kondensacje. W ten zapewne sposób powstały skalne zarodki przyszłych planet. Wokół tych tworów skupił się gaz (głównie wodór i hel) stanowiący gros pierwotnej masy mgławicy. Tak prawdopodobnie powstały wielkie planety, mające potężne otoczki wodorowo-helowe. Przypuszcza się, że proces ten nie zdążył się dostatecznie posunąć, jeśli chodzi o takie planety jak Merkury, Wenus, Ziemia i Mars: zanim wokół wspomnianych zarodków zaczął gromadzić się gaz, od Słońca zaczął dąć potężny wicher, który wymiótł całkowicie gaz z pierwotnej mgławicy. W ten sposób te cztery planety nie zdążyły utworzyć otoczek gazowych i praktycznie składają się tylko z materiału tworzącego owe zarodki. Co do komet, to według nowych teorii powstały one z kondensacji resztek materii pyłowogazowej, jakiej sporo pozostało po pierwotnej mgławicy. Tworzą one rozległą chmurę kometarną na obrzeżach Układu Słonecznego. Pod działaniem sił grawitacyjnych Słońca, skupiska te dążą ku niemu, by okrążywszy go dokoła powrócić do miejsca swego powstania 22. Pięć miliardów lat temu nie istniały zarówno Słońce, jak i Ziemia, kłębiła się tylko wielka i rzadka chmura pyłu oraz gazu, składająca się w przewadze z wodoru i helu (są to nadal główne składniki wszechświata), ale zawierała także trochę pyłu cząsteczki cięższej materii, wyrzucane z wygasających gwiazd. Budowa tej chmury nie była jednorodna, gęstość materii odbiegała w pewnej jej części od wartości średniej, przewyższając ją. Dlatego w miejscu tym była ona przyciągana mocniej niż w innych obszarach 23, powodując wzrost zawartej w nim masy oraz zwiększenie przyciągania grawitacyjnego. Ten proces wzrastania gęstości spowodował zapadanie całej chmury, co stało się przyczyną dwóch zjawisk. Po pierwsze, w centrum ilość materii znacznie wzrosła powodując powstanie olbrzymiej kuli o dużej gęstości i wysokiej temperaturze. Po drugie, kurczenie się chmury i narastanie jej gęstości było powodem wzrastania 22 Pod redakcją S.Piotrowskiego, Astronomia popularna, Wiedza Powszechna, Warszawa 1990, Przyciąganie grawitacyjne danego obiektu zależy od jego masy, dlatego obszar o większej gęstości przyciągał materię mocniej niż inne obszary

19 Podstawowe informacje na temat Słońca prędkości jej rotacji, a spływająca materia doprowadziła do utworzenia płaskiego dysku prostopadłego do osi obrotu. Na jego obrzeżach gęstość materii bardzo szybko malała w stosunku do centrum, aż część centralna osiągnęła 99% masy całego dysku. Tam utworzyło się Słońce a z dysku powstały planety, planetoidy, komety i inne małe ciała niebieskie. Kiedy około milionów lat temu powstawał Układ Słoneczny, mógł wyglądać podobnie do tego. Młode Słońce otoczone było pierścieniem gazów i pyłu, wewnątrz którego zaczęły tworzyć się planety. Gdy planety rosły, pole grawitacyjne wokół nich stawało się coraz silniejsze. Wówczas niektóre mijające je drobne ciała, zostały wciągnięte na orbitę i krążą wokół planet. Pozostałe zostały odrzucone. Są to komety o długiej orbicie wokół Słońca. Po upływie kilku milionów lat planety ustabilizowały się tworząc Układ Słoneczny. a powierzchni planet, w wyniku zderzeń z mniejszymi ciałami, powstawały kratery. Rys Schemat prawdopodobnego powstania Słońca i Układu Słonecznego [Źródło: Opracowanie zbiorowe wydawnictwa, Encyklopedia geografii, MUZA S.A., Warszawa 1996, 574] Wiek Układu Słonecznego oszacowano na podstawie wyników badań znalezionych na Ziemi meteorytów. Założono przy tym, że są one włóczącymi się w przestrzeni kosmicznej resztkami pozostałymi z okresu narodzin Układu Słonecznego, a powstały w tym samym czasie co Słońce i planety. Metoda, na podstawie której oceniono wiek meteorytów, wykorzystuje zjawisko rozpadu promieniotwórczego zawartych w nim pierwiastków. Im meteoryt jest starszy, tym większy jest w nim udział powstałych dzięki temu procesowi niepromieniotwórczych produktów rozpadu. Znając okres połowicznego rozpadu pierwiastków promieniotwórczych należy określić iloraz masy składników, które już uległy rozpadowi, do tych, które jeszcze mu nie uległy, by ocenić wiek badanego obiektu H.Lesch, J.Müller, asz Wszechświat, Świat Książki, Warszawa 2004,

20 Podstawowe informacje na temat Słońca Tak więc około 4,6 miliarda lat temu narodził się Układ Słoneczny. Tworzą go nie tylko dobrze znane ciała niebieskie, ale i międzyplanetarna przestrzeń pył i gazowa plazma. Jest to więc materia pyłowo-gazowego obłoku, która nie została zużytkowana podczas tworzenia się ciał układu oraz produkty dalszego rozwoju tych ciał. Granice Układu Słonecznego nie zostały ściśle ustalone. Przyjmuje się, że są to obszary, w których przyciąganie grawitacyjne Słońca jest większe niż przyciąganie grawitacyjne okolicznych gwiazd. Zwykle za Układ Słoneczny uważa się okolice Słońca, gdzie poruszają się planety i najbardziej odlegli członkowie układu komety długookresowe. Porównując średnie odległości gwiazd do rozmiarów układu otrzymamy, że te drugie są wyraźnie mniejsze. Pluton, który jest najdalszą planetą, znajduje się około razy bliżej Słońca niż Proxima Centauri najbliższa gwiazda. Układ Słoneczny stanowi zatem nieznaczną część wszechświata, ale dla nas ma olbrzymie znaczenie, gdyż właśnie tu żyjemy. Słońce, które skupia w sobie 99% masy całego układu, jest obiegane przez 9 planet z 60 księżycami, ponad planetoid, kilkadziesiąt miliardów komet i niezliczoną ilość asteroidów i meteoroidów. 1.2 Położenie Słońca Słońce wraz ze swoim Układem Planetarnym, należy do zbioru miliardów gwiazd Galaktyki, zwanej Układem Drogi Mlecznej. Galaktyka ma średnicę lat świetlnych, a jej grubość w centrum wynosi lat świetlnych. Słońce leży w ramieniu Oriona, a oddalone jest od centrum Układu o lat świetlnych, oraz około 300 lat świetlnych ponad równikiem, w kierunku północnego bieguna Galaktyki (Rys. 1. 3)

21 Podstawowe informacje na temat Słońca Rys Schemat galaktyki spiralnej, w której położone jest Słońce; górna część to widok z góry, a dolna część to widok z boku [Źródło: Słońce wraz z innymi gwiazdami obiega centrum Galaktyki z liniową prędkością równą około 250 km/s w ciągu tzw. roku galaktycznego, który wynosi 200 milionów lat. Jednocześnie dokonuje rotacji wokół własnej osi, a ponieważ jest to kula gazowa, nie wszystkie jej fragmenty obracają się w takim samym tempie. Materia w pobliżu równika obraca się raz na około 26 dni ziemskich z prędkością liniową równą około 1,94 km/s; w pobliżu biegunów obrót trwa około 36 dni i odbywa się z prędkością równą zaledwie 0,25 km/s. Największą niespodzianką jest rotacja głębiej położonych warstw. Wielu naukowców od dawna przypuszczało, że głębiej położone obszary Słońca jądro i warstwa promienista wirują szybciej niż obszar zewnętrzny. Potwierdziło się to jednak tylko częściowo. Warstwy wewnętrzne rotują jak ciało sztywne, dokonując pełnego obrotu w ciągu 27 dni a więc wolniej niż warstwy powierzchniowe na równiku, ale szybciej niż warstwy powierzchniowe blisko biegunów. Oznacza to, że strefa promienista i strefa konwekcyjna wirują w różnym tempie, jakby ślizgając się po sobie. Wielu ekspertów uważa, że ten obszar ścinania (tzw. tachoklina) odpowiada za mechanizm dynama generującego słoneczne pole magnetyczne C.Suplee, Słońce, National Geographic Polska, 2004, Nr 7,

22 Podstawowe informacje na temat Słońca Ruch ścinający wewnątrz Słońca rozciąga i skręca linie sił pola magnetycznego, które początkowo mają przebieg południkowy, owijając je dokoła Słońca. W efekcie wzrasta energia zgromadzona w polu magnetycznym. Od czasu do czasu ten proces powoduje łączenie się linii sił pola magnetycznego w potężne pęki, które są wypychane w kierunku powierzchni gwiazdy. Przebijają się one przez fotosferę, przyjmując postać pętli, protuberancji i tajemniczych plam słonecznych. Słońce kręci się w takim samym (prostym) kierunku obrotu, w którym biegną planety po orbitach; oś jego obrotu jest niemal prostopadła do płaszczyzn orbitalnych planet (odchylona o 7,2 od normalnej do płaszczyzny ekliptyki). Słońce posiada swój Układ Planetarny, w którego skład wchodzi 9 planet wraz z księżycami oraz duża ilość różnych drobnych ciał. Kolejność planet od Słońca jest następująca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Ziemia jest oddalona od Słońca średnio o 149,6 milionów km (najbliżej 147,1 milionów km, a najdalej 152,1 milionów km) 27. Rys Układ Słoneczny planety krążące wokół Słońca: 1 Merkury, 2 Wenus, 3 Ziemia, 4 Mars, 5 Jowisz, 6 Saturn, 7 Uran, 8 Neptun, 9 Pluton [Źródło: Opracowanie zbiorowe wydawnictwa, Encyklopedia geografii, MUZA S.A., Warszawa 1996, ]

23 Podstawowe informacje na temat Słońca 1.3 Budowa i struktura Słońca Słońce należy do gwiazd typu widmowego G2V. Litera G oznacza, że temperatura powierzchni gwiazdy wynosi K. W widmie występują słabe linie wodoru. Najsilniejsze w całym widmie są linie H i K zjonizowanego wapnia; intensywne linie 422,6 nm 28 wapnia i pasmo G. Cyfra arabska 2 mówi, że gwiazda ma kolor biało-żółty (równe ilości barwy białej i żółtej). Natomiast cyfra rzymska V opisuje gwiazdę należącą do ciągu głównego karły, wykresu Hertzsprunga-Russella (Rys. 1.5) 29. Na osi pionowej są odłożone absolutne wielkości gwiazdowe (jasność absolutna) i iloraz mocy promieniowania gwiazdy do mocy promieniowania Słońca, na osi poziomej typ widmowy i temperatura powierzchni gwiazdy. jasność absolutna Rys Położenie Słońca oraz kilku najjaśniejszych gwiazd na wykresie Hertzsprunga-Russella [Źródło: Duża część wiedzy na temat Słońcu pochodzi z badań jego widma. Na początku XIX wieku Joseph von Fraunhofer stwierdził, że widmo Słońca (Rys. 1.6) składa się z ciągłego widma emisyjnego oraz ciemnych linii, tzw. liniowego widma absorpcyjnego. Linie te powstają na skutek oddziaływania fotonów emitowanych przez fotosferę z ato nm = 10-9 m

24 Podstawowe informacje na temat Słońca mami pierwiastków z zewnętrznych warstw Słońca. Fotony te są pochłaniane przez atomy powstają atomy wzbudzone, które następnie reemitują fotony, niekoniecznie w kierunku obserwatora. Fotony te mogą ponownie oddziaływać z innymi atomami i jonami. W efekcie foton taki jest dla obserwatora stracony obserwowane jest osłabienie promieniowania przy charakterystycznych dla danego pierwiastka długościach promieniowania. Rys Widmo Słońca [Źródło: Katalogi linii absorpcyjnych w widmie Słońca zawierają ponad odkrytych linii, leżących w obszarze długości promieniowania od 300 do nm 30. Zaobserwowano również pasma absorpcyjne pochodzące od prostych molekuł: CH, CN, OH i innych. Tab Podstawowe linie absorpcyjne w części widzialnej widma Słońca L.p. λ 0 [nm] Oznaczenia Franhofera Pierwiastek Barwa ,282 C H (H α ) czerwona ,594 D 1 Na żółta ,998 D 2 Na żółta ,362 b 1 Mg zielona ,270 b 2 Mg zielona ,733 b 4 Mg zielona ,134 F H (H β ) zielona ,350 d Fe niebieska ,048 G H (H γ ) fioletowa ,674 g Ca fioletowa ,175 h H (H δ ) fioletowa ,361 - Fe fioletowa ,583 - Fe fioletowa ,849 H Ca + fioletowa ,368 K Ca + fioletowa ,044 L Fe fioletowa [Źródło: Praca zbiorowa pod redakcją M.Piłata, Fizyka z astronomią IV, Wydawnictwo Szkolne i Pedagogiczne, Warszawa 1994, 139] 30 Praca zbiorowa pod redakcją M.Piłata, Fizyka z astronomią IV, Wydawnictwo Szkolne i Pedagogiczne, Warszawa 1994,

25 Podstawowe informacje na temat Słońca Analiza widmowa jest sposobem na poznanie składu chemicznego Słońca, mimo że odbywa się za pomocą linii absorpcyjnych. Tą drogą odkryto w Słońcu obecność około 70 pierwiastków. Stwierdzono, po porównaniu widma słonecznego z widmami otrzymanymi w laboratorium, iż w warstwach zewnętrznych Słońca znajduje się większość pierwiastków odkrytych na Ziemi. Najwięcej na Słońcu jest wodoru i helu, choć spotykamy także tlen i węgiel, a w nieco mniejszych ilościach azot, krzem, neon, żelazo i siarkę. Reszta pierwiastków występuje w ilościach śladowych. Ogólnie można zatem stwierdzić, że Słońce składa się w 70% z wodoru, w 28% z helu, a pozostałe pierwiastki stanowią zaledwie około 2% masy Słońca 31. Tab Wykaz pierwiastków o największej zawartości w Słońcu L.p. Pierwiastek Symbol Względna zawartość 1. Wodór H Hel He Tlen O Węgiel C Azot N Neon Ne Żelazo Fe Krzem Si Magnez Mg Aluminium Al Wapń Ca Sód Na Potas K 0,05 [Źródło: Praca zbiorowa pod redakcją M.Piłata, Fizyka z astronomią IV, Wydawnictwo Szkolne i Pedagogiczne, Warszawa 1994, 139] Materia słoneczna znajduje się wyłącznie w stanie plazmy. Wysoka temperatura powoduje, że w gazie słonecznym atomy są zjonizowane, występują swobodne elektrony, dodatnie jony i mniej liczne atomy neutralne. Gaz taki nazywamy właśnie plazmą. Cechy fizyczne plazmy słonecznej są bardzo różne w różnych warstwach Słońca, np. gęstość jej zawiera się w bardzo szerokich granicach, we wnętrzu Słońca jest kilka razy większa od tej, jaką ma platyna, w koronie spada do wartości bliskiej próżni. W zewnętrznej koronie rozrzedzenie materii jest tak znaczne, że w objętości l cm 3 można naliczyć zaledwie setki czy tysiące atomów, w fotosferze już , a liczba ta 31 Praca zbiorowa pod redakcją M.Piłata, Fizyka z astronomią IV, Wydawnictwo Szkolne i Pedagogiczne, Warszawa 1994,

26 Podstawowe informacje na temat Słońca rośnie wraz z głębokością. Podobnie duże różnice wykazuje temperatura, ale jej zmiany z odległością od środka są bardziej zawiłe niż zmiany gęstości 32. Z obserwacji znane są jedynie warstwy powierzchniowe Słońca, o jego centrum można tylko wnioskować. Jest rzeczą zrozumiałą, że w centrum ciśnienie i gęstość gazu są największe, masa zaś zmniejsza się do zera. W granicach pomiędzy fotosferą i centrum zawarta jest prawie cała masa słoneczna, a na resztę objętości ponad fotosferą pozostaje tylko ułamek procentu. Badając wnętrze Słońca zaniedbuje się zatem wszystkie warstwy ponad fotosferą i zajmuje się tylko tym, co jest pod tą świecącą warstwą gazów, szukając wyjaśnienia, jak to wnętrze jest zbudowane. Słońce to olbrzymia, obracająca się kula rozpalonych do białości gazów, która jest 109 razy (średnica) większa od Ziemi i ma razy większą masę (promień Słońca 6, km; masa 1, kg). Średnia gęstość Słońca wynosi 1,4 g/cm 3 (5 500 kg/m 3 dla Ziemi, kg/m 3 dla wody); jego czynnik momentu bezwładności wynosi 0,06, wskazując na bardzo wysoki stopień koncentracji masy w pobliżu środka 33. Przyśpieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi około 274,96 m/s 2 (dla Ziemi 9,81m/s 2 ), prędkość ucieczki 618,67 km/s (dla Ziemi 11,2 km/s). Po porównaniu niektórych z tych wielkości do odpowiednich wielkości na Ziemi można stwierdzić, że Słońce ma większą objętość, 4 razy mniejszą gęstość, prędkość ucieczki 55,4 raza większą, a przyśpieszenie 28,1 razy większe. Tab Podstawowe dane dotyczące Słońca SŁOŃCE Promień R 109 R Z km Masa M M Z 1, kg Objętość V V Z 1, m 3 Średnia gęstość ρ 0,25 ρ Z kg/m 3 Przyspieszenie grawitacyjne g 28,1 g Z 274,96 m/s 2 Prędkość ucieczki v 55,4 v Z 618,67 km/s Wielkość gwiazdowa -26 m Odległość: Ziemia Słońce od centrum Drogi km lat świetlnych Mlecznej Okresy rotacji 26 dni na równiku i 36 dni w okolicach biegunów 32 Pod redakcją S.Piotrowskiego, Astronomia popularna, Wiedza Powszechna, Warszawa 1990, J.A.Wood, Układ Słoneczny, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1983,

27 Podstawowe informacje na temat Słońca Prędkość Typ spektralny Skład chemiczny Średnia długość cyklu Wiek Struktura SŁOŃCE w Drodze Mlecznej wynosi 250 km/s i obiega centrum Galaktyki raz na 200 milionów lat G2V (biało-żółta gwiazda z ciągu głównego) 70% wodór, 28% hel, 2% pozostałe pierwiastki 11 lat 4,5 miliarda lat JĄDRO Promień r j 0,2 R Temperatura T j K K Gęstość ρ j 150 g/cm 3 20 g/cm 3 Wyzwalanie energii przez syntezę jądrową STREFA PROMIENISTA Promień r p 0,21 0,8 R Temperatura T p K K Gęstość ρ p 10 g/cm 3 0,01 g/cm 3 Energia transportowana do wewnętrznych warstw poprzez procesy emisji i absorpcji fotonów STREFA KONWEKCYJNA Promień r k 0,81 1 R Temperatura T k K K Gęstość ρ k 0,01 g/cm g/cm 3 Transport energii odbywa się głównie poprzez konwekcję krążenie materii ATMOSFERA SŁONECZNA: FOTOSFERA, CHROMOSFERA, KORONA SŁONECZNA [Źródło: Opracowanie własne] Materia, z której Słońce jest zbudowane, zachowuje wszędzie właściwości gazu pomimo olbrzymiego ciśnienia. Model budowy Słońca zakłada, że w jego wnętrzu, od 0 do 20% promienia, jest jądro, w którym zachodzą reakcje termojądrowe, będące źródłem energii słonecznej. Temperatura w jądrze wynosi milionów K, ciśnienie Pa i gęstość 1, kg/m 3 0, kg/m 3. Od 20 do 80% promienia słonecznego zajmuje miejsce strefa promienista (zwana także strefą promieniowania, warstwą promienistą lub obszarem promienistym), z której wytworzona w jądrze energia, jest wyżej przenoszona przez promieniowanie. Panuje tu temperatura 9 1 miliona K, gęstość 10 g/cm 3 0,01 g/cm 3. Powyżej strefy promienistej, od 81% promienia słonecznego do fotosfery, wyróżnia się strefę konwekcji (zwaną również obszarem konwektywnym lub warstwą konwekcji), w której transport energii odbywa się głównie przez konwekcję czyli krążenie materii. Gęstość wynosi od 0,01 g/cm 3 do 10-6 g/cm 3, a temperatura od K do