Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Słońce nie ma jednej temperatury – w jądrze osiąga około 15 milionów kelwinów, a na widocznej powierzchni, czyli fotosferze, średnio 5778 kelwinów (5505 stopni Celsjusza). Te wartości różnią się tak bardzo, że nie da się podać jednej liczby dla całej gwiazdy. Poznaj dokładne dane z poszczególnych warstw oraz wyjaśnienie, dlaczego zewnętrzna korona jest gorętsza od powierzchni. W artykule znajdziesz też informacje, skąd naukowcy wiedzą, co dzieje się we wnętrzu oddalonego o 150 milionów kilometrów obiektu.

Dlaczego Słońce nie ma jednej temperatury?

Gwiazda centralna Układu Słonecznego składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i pole magnetyczne. Poszczególne warstwy różnią się gęstością, składem oraz sposobem transportu energii. Dlatego w jednym miejscu panuje temperatura 15 milionów kelwinów, a kilkaset kilometrów wyżej zaledwie 4100 kelwinów.

Podanie jednej wartości byłoby mylące. Astronomowie traktują pomiar temperatury tego obiektu jako analizę kilku niezależnych stref. W uproszczeniu można wyróżnić jądro, strefę promienistą, strefę konwektywną, fotosferę, chromosferę, warstwę przejściową i koronę słoneczną.

Najczęściej podawane wartości to 15 milionów kelwinów w jądrze oraz 5778 kelwinów na fotosferze, czyli 5505 stopni Celsjusza.

Jak gorące jest jądro Słońca?

Jądro rozciąga się od centrum gwiazdy do około 20–25% jej promienia. Materia ma tam gęstość sięgającą 150 g/cm³, a temperatura osiąga mniej więcej 15 milionów kelwinów. To jedyny obszar, w którym w znaczących ilościach wytwarzane jest ciepło z syntezy jądrowej.

W tych warunkach plazma zachowuje się jak gaz doskonały. Ciśnienie promieniowania nie jest duże, a elektrony nie są zdegenerowane. Głównym mechanizmem jest cykl protonowy, a cykl CNO dokłada tylko 0,8% energii. Naukowcy szacują, że 99% energii generowane jest w obrębie 24% promienia gwiazdy, a od 30% promienia synteza niemal całkowicie zanika.

Podczas reakcji termojądrowej cztery jądra wodoru łączą się w jądro helu. Co sekundę zużywane jest około 620 milionów ton wodoru, a emitowana moc wynosi 384,6 jottawata. Ubytek masy odpowiadający 4,26 miliona ton zamienia się w energię zgodnie z równaniem Einsteina E=mc². Neutrina słoneczne unoszą około 2% energii i docierają do powierzchni w 2,3 sekundy, ale fotony gamma mogą na to potrzebować od 10 000 do 170 000 lat.

Nad jądrem rozciąga się strefa promienista, w której temperatura spada z około 7 do 2 milionów kelwinów. Bliżej widocznej powierzchni leży strefa konwektywna, a na ich styku znajduje się tachoklina. W tym obszarze gwałtownie zmienia się charakter ruchu plazmy – od jednolitego obrotu do rotacji różnicowej.

Ile wynosi temperatura fotosfery?

Fotosfera to warstwa, z której dociera do nas większość światła widzialnego. Jej temperatura efektywna to 5778 kelwinów (5505 stopni Celsjusza), a grubość szacuje się na około 400 km. Przy obserwacji tarczy gwiazdy widać zjawisko pociemnienia brzegowego, ponieważ górna część tej warstwy jest chłodniejsza od dolnej.

Plamy i pochodnie

Fotosfera nie jest idealnie jednorodna. Plamy słoneczne mają temperaturę rzędu 4000 kelwinów i dlatego wyglądają na ciemniejsze. Silne pole magnetyczne hamuje tam konwekcję, co ogranicza dopływ gorącej plazmy z wnętrza. Liczba plam zmienia się w cyklu słonecznym trwającym około 11 lat.

Pochodnie słoneczne to obszary jaśniejsze i gorętsze od otoczenia. Ich temperatura może sięgać 6600 kelwinów. Te lokalne różnice są efektem oddziaływania pola magnetycznego na powierzchni.

Jak temperatura rośnie w wyższych warstwach?

Kilka setek kilometrów nad fotosferą leży warstwa minimum temperaturowego. To najchłodniejszy fragment atmosfery gwiazdy – około 4100 kelwinów.

Wyżej rozciąga się chromosfera o grubości około 2000 km. W niej temperatura stopniowo wzrasta do mniej więcej 20 000 kelwinów. Potem następuje warstwa przejściowa o grubości około 200 km, w której temperatura skacze z 20 000 kelwinów do blisko miliona kelwinów.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od powierzchni?

Korona to najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery. Jej średnia temperatura wynosi od 1 do 2 milionów kelwinów, a w aktywnych obszarach potrafi wzrosnąć nawet do 20 milionów kelwinów. Rozrzedzona materia z korony stale ucieka jako wiatr słoneczny i tworzy heliosferę. To zjawisko od około 80 lat stanowi problem dla heliofizyków, bo energia nie może pochodzić jedynie z bezpośredniego przewodzenia ciepła z chłodniejszej fotosfery.

Korona słoneczna osiąga od 1 do 2 milionów kelwinów, a w niektórych rejonach nawet 20 milionów kelwinów.

Fale Alfvéna

Jednym z wyjaśnień są fale Alfvéna. To fale magnetohydrodynamiczne, które przenoszą energię z dolnych warstw do korony. Badania wskazują, że mają wystarczającą energię, aby ogrzewać zewnętrzną atmosferę.

Fale pseudoszokowe

W publikacji z 2018 roku w Nature Astronomy zespół kierowany przez prof. Abhisheka Srivastavę pokazał, że koronę mogą dodatkowo podgrzewać fale pseudoszokowe. W takich zaburzeniach zmienia się tylko gęstość plazmy, a nie prędkość i ciśnienie tak jak w klasycznej fali szokowej.

Prof. Krzysztof Murawski z Uniwersytetu Marii Curie-Skłodowskiej w Lublinie wyjaśnia, że model numeryczny atmosfery gwiazdy uwzględniający te fale zaczął odtwarzać ciepło korony. Model ten przygotował w pracy magisterskiej Dariusz Wójcik z UMCS.

Rekoneksja magnetyczna

Inny mechanizm to rekoneksja magnetyczna. Linie pola magnetycznego są stale plątane przez ruchy plazmy. Gdy ulegają rozerwaniu i ponownemu połączeniu, uwalnia się energia, która podgrzewa otaczającą plazmę. Ten proces może zachodzić także w formie nanorozbłysków, mniejszych od typowych rozbłysków.

Jak astronomowie mierzą temperaturę Słońca?

Termometr nie wchodzi w grę, więc naukowcy opierają się na pośrednich metodach. Analiza światła oraz fal przechodzących przez wnętrze pozwala odtworzyć warunki panujące na różnych głębokościach. Dzięki temu można dotrzeć nawet do obszaru, w którym zachodzi synteza termojądrowa.

Zgodnie z prawem Wiena barwa światła ujawnia temperaturę, a prawo Stefana-Boltzmanna wiąże moc promieniowania z temperaturą. Do tego dochodzi heliosejsmologia, czyli analiza fal ciśnienia. Do najważniejszych metod należą:

• analiza widma emitowanego światła zgodnie z prawem Wiena,
• pomiar całkowitej mocy promieniowania z wykorzystaniem prawa Stefana-Boltzmanna,
• heliosejsmologia, czyli rejestrowanie fal ciśnienia przenikających wnętrze,
• obserwacje prowadzone z sond kosmicznych poza ziemską atmosferą.

Dzięki heliosejsmologii wiadomo, że jądro obraca się szybciej niż zewnętrzna część strefy promienistej. Modele komputerowe testują zgodność przewidywań z pomiarami. Takie podejście łączy dane z fotosfery, neutrin i fal sejsmicznych, co daje spójny obraz temperatury gwiazdy.