Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Na pytanie o temperaturę Słońca nie ma jednej odpowiedzi – fotosfera osiąga średnio 5778 K (około 5505°C), jądro rozgrzewa się do 15 milionów kelwinów, a korona słoneczna ma od 1 do 2 milionów kelwinów. Najbardziej pomocna wartość zależy więc od warstwy, którą bierzesz pod uwagę. W artykule znajdziesz dane dla najważniejszych stref oraz wyjaśnienie, dlaczego rozkład ciepła jest tak nietypowy.

Dlaczego Słońce nie ma jednej temperatury?

Nasza gwiazda to nie lita skała, lecz kula gorącej plazmy utrzymywana przez grawitację. Poszczególne warstwy różnią się gęstością, składem chemicznym i sposobem transportu energii. Dlatego wartości temperatury zmieniają się od około 4100 K w warstwie minimum temperaturowego do 15 milionów K w samym środku.

Energia z jądra wędruje najpierw przez strefę promienistą, gdzie dominuje promieniowanie termiczne, a następnie przez tachoklinę i strefę konwektywną. W tej ostatniej materia unosi się i opada, tworząc granulację widoczną na powierzchni.

Średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi około 150 milionów kilometrów i to właśnie z tej odległości badamy promieniowanie. Typ widmowy G2V oraz przynależność do żółtych karłów ciągu głównego wskazują na temperaturę efektywną rzędu 5778 K. W fotosferze dominują wodór i hel, które stanowią odpowiednio 74,91% i 23,77% masy.

Jądro Słońca rozgrzewa się do 15 milionów kelwinów, a fotosfera ma średnio 5778 K – to różnica ponad 2,5 tysiąca razy.

Jak gorące jest jądro gwiazdy?

W centrum gwiazdy panują warunki, bez których nie powstałaby energia docierająca do Ziemi i napędzająca fotosyntezę. Materia jest tam niezwykle gęsta i rozgrzana do ekstremalnych wartości.

Warunki w centrum gwiazdy

Temperatura w jądrze gwiazdy sięga 15 milionów kelwinów. Gęstość plazmy w tym obszarze dochodzi do 150 g/cm³, czyli około 150 razy więcej niż gęstość wody. W takich warunkach elektrony i jony poruszają się z ogromną energią, umożliwiając reakcje jądrowe.

Reakcje termojądrowe i cykl protonowy

To w tym obszarze zachodzi synteza termojądrowa, podczas której jądra wodoru łączą się w hel. W cyklu protonowym cztery protony zamieniają się w jądro helu, a około 0,7% masy przekształca się w energię. Gwiazda zużywa przy tym około 620 milionów ton wodoru na sekundę. Tylko 0,8% energii pochodzi z cyklu CNO.

Reakcje te uwalniają fotony promieniowania gamma, które potrzebują tysięcy lat, aby przedostać się z jądra do powierzchni. Dla porównania neutrina opuszczają gwiazdę w zaledwie 2,3 sekundy.

Jaka temperatura panuje na widocznej powierzchni?

Powierzchnia, którą widzimy gołym okiem, nazywa się fotosferą. Jej średnia temperatura wynosi 5778 K, co odpowiada 5505°C. To właśnie ta warstwa emituje większość światła widzialnego docierającego na Ziemię.

Fotosfera nie jest idealnie jednorodna. Plamy słoneczne są chłodniejsze – ich temperatura spada do około 4000 K. Z kolei pochodnie słoneczne potrafią osiągać 6600 K. Takie różnice wynikają z lokalnej aktywności magnetycznej.

Nad fotosferą znajduje się warstwa minimum temperaturowego, w której temperatura spada do 4100 K. To najchłodniejszy obszar atmosfery gwiazdy, położony około 500 km nad widoczną powierzchnią.

Dlaczego korona słoneczna jest znacznie gorętsza od fotosfery?

Zewnętrzna atmosfera gwiazdy zachowuje się zaskakująco. Im dalej od widocznej powierzchni, tym temperatura przestaje spadać i zaczyna gwałtownie rosnąć.

Paradoks temperaturowy

Korona słoneczna osiąga od 1 do 2 milionów kelwinów, a w najbardziej aktywnych obszarach nawet 20 milionów K. To znacznie więcej niż temperatura fotosfery. Ten problem od lat nurtuje heliofizyków.

Rola pola magnetycznego

Jedno z wyjaśnień wskazuje na rekoneksję magnetyczną. Skręcone linie pola magnetycznego gwiazdy gwałtownie się rozrywają i ponownie łączą, uwalniając energię, która podgrzewa plazmę w koronie.

Zmiany pola magnetycznego mają także związek z jedenastoletnim cyklem słonecznym. W jego trakcie biegunowość pola ulega odwróceniu, a liczba plam słonecznych rośnie i spada. Rotacja różnicowa, szybsza na równiku niż na biegunach, dodatkowo skręca linie pola magnetycznego.

Fale w atmosferze gwiazdy

Drugi mechanizm opiera się na falach. Fale Alfvéna przenoszą energię z niższych warstw do korony, a fale pseudoszokowe zmieniają gęstość plazmy w sposób nieciągły. Badania opublikowane w Nature Astronomy wskazały, że pseudoszoki mają potencjał do ogrzewania zewnętrznej atmosfery gwiazdy.

Kamera EUI na pokładzie sondy Solar Orbiter zarejestrowała szybko przemieszczające się fale magnetyczne o średnicy około 10 000 km, które mogą odpowiadać za transport energii do korony.

W atmosferze znajduje się też chromosfera, której temperatura rośnie do 20 000 K, oraz cienka warstwa przejściowa, w której wartość skacze do blisko miliona kelwinów.

Jak naukowcy mierzą temperaturę gwiazdy?

Bezpośredni pomiar termometrem nie wchodzi w grę. Badacze analizują promieniowanie oraz fale przenikające wnętrze gwiazdy. Dzięki temu potrafią odtworzyć warunki panujące w różnych warstwach.

Analiza widma światła

Kolor i rozkład promieniowania zdradzają temperaturę. Zgodnie z prawem Wiena, im krótsza długość fali maksymalnego promieniowania, tym obiekt gorętszy. Prawo Stefana-Boltzmanna wiąże całkowitą moc promieniowania z temperaturą.

Heliosejsmologia

Do badania wnętrza gwiazdy służy heliosejsmologia. Naukowcy analizują fale ciśnienia, które poruszają się wewnątrz gwiazdy, podobnie jak fale sejsmiczne w Ziemi po trzęsieniu. Na podstawie ich rozchodzenia się określa się gęstość, temperaturę i skład materii, docierając także do jądra.

Współczesne misje kosmiczne, takie jak SOHO, Parker Solar Probe czy Solar Orbiter, dostarczają obserwacji w ultrafiolecie i pomiarów wiatru słonecznego. Ten strumień naładowanych cząstek tworzy heliosferę, największą ciągłą strukturę w Układzie Słonecznym.

W badaniach wykorzystuje się także:

• spektroskopię światła widzialnego,
• obserwacje w ultrafiolecie,
• pomiary fal radiowych,
• detekcję neutrin słonecznych.