Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Gwiazda, którą widzisz w ciągu dnia, nie ma jednej temperatury – w jądrze osiąga około 15 milionów stopni Celsjusza, na widocznej powierzchni około 5505 stopni Celsjusza, a w koronie od 1 do 2 milionów stopni. To zaskakujące zróżnicowanie wynika z budowy gwiazdy i procesów fizycznych zachodzących w jej wnętrzu oraz atmosferze. W artykule znajdziesz dokładne wartości dla poszczególnych warstw, a także wyjaśnienie, dlaczego zewnętrzna atmosfera jest gorętsza od powierzchni. Zapraszam do lektury.

Dlaczego Słońce nie ma jednej temperatury?

Centralna gwiazda naszego układu to ogromna kula gorącej plazmy utrzymywana przez grawitację. Nie jest to jednorodny obiekt – składa się z kilku warstw, które różnią się gęstością, ciśnieniem i temperaturą. Różnice potrafią być gigantyczne: od kilku tysięcy stopni przy powierzchni, przez miliony w atmosferze, aż po 15 milionów w centrum. Warto więc patrzeć na ten obiekt jak na złożony system, a nie jednolitą bryłę.

Poniższa tabela przedstawia orientacyjne wartości dla głównych warstw.

Tuż nad fotosferą znajduje się również najchłodniejszy obszar atmosfery – warstwa minimum temperaturowego, w której temperatura spada do około 4100 K.

Ile stopni ma jądro Słońca?

W samym centrum naszej gwiazdy panuje temperatura około 15 milionów kelwinów, co odpowiada mniej więcej 15 milionom stopni Celsjusza. Jądro rozciąga się od środka do około 20–25% promienia i ma bardzo dużą gęstość – do 150 g/cm³, czyli około 150 razy większą niż gęstość wody. W takich warunkach materia występuje jako plazma złożona z elektronów, protonów i jąder helu.

To właśnie w tym obszarze zachodzi synteza termojądrowa, w której cztery jądra wodoru łączą się w jedno jądro helu. Podczas tego procesu ubywa nieco masy, a ta różnica zamienia się w energię zgodnie ze wzorem E=mc². Co sekundę w jądrze przekształca się około 620 milionów ton wodoru. Uwalniana energia daje moc 384,6 jottawata (3,846 × 10²⁶ W) i dociera do nas w postaci światła oraz ciepła.

Cykl protonowy, bo tak nazywa się ta reakcja, zachodzi tylko w najgłębszej części gwiazdy. W odległości 30% promienia od centrum synteza praktycznie już nie występuje, a energia jest dalej transportowana przez strefę promienistą i konwektywną. Właśnie dlatego jądro pozostaje jedynym reaktorem termojądrowym tego obiektu.

Jaką temperaturę ma powierzchnia Słońca?

Warstwa, którą widzimy gołym okiem, to fotosfera. Ma ona temperaturę efektywną 5778 K, czyli 5505 °C, i grubość około 400 km. To z niej wyemitowana zostaje większość światła. Mimo że fotosfera jest znacznie chłodniejsza od jądra, nadal świeci oślepiająco jasno.

Skład chemiczny tej zewnętrznej warstwy, podawany według masy, wygląda następująco:

• wodór – 74,91%,
• hel – 23,77%,
• tlen – około 1%,
• węgiel – 0,3%,
• neon – 0,2%,
• żelazo – 0,2%.

Resztę stanowią inne pierwiastki, ale ich łączny udział jest niewielki.

Plamy słoneczne i pochodnie

Fotosfera nie ma jednak idealnie jednolitej temperatury. Na jej powierzchni pojawiają się ciemniejsze obszary zwane plamami słonecznymi, które są chłodniejsze od otoczenia. Ich temperatura spada do około 4000 K, a powodem jest silne pole magnetyczne hamujące transport ciepła z głębszych warstw.

Obok plam występują też jaśniejsze pochodnie słoneczne, w których temperatura bywa wyższa i sięga nawet 6600 K. Te lokalne różnice pokazują, że powierzchnia gwiazdy jest dynamiczna i pełna zjawisk magnetycznych.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od fotosfery?

Najbardziej zaskakująca różnica temperatur dotyczy korony słonecznej, czyli zewnętrznej atmosfery gwiazdy. Leży ona nad fotosferą, ale osiąga od 1 do 2 milionów kelwinów, a w niektórych aktywnych obszarach nawet 20 milionów K. To oznacza, że im wyżej nad powierzchnię, tym cieplej – wbrew intuicji.

Korona słoneczna, mimo że znajduje się nad stosunkowo chłodną fotosferą, potrafi być kilkaset razy gorętsza od samej powierzchni.

Fale Alfvéna i pseudoszoki

Jednym z wyjaśnień tego paradoksu jest przenoszenie energii przez fale magnetohydrodynamiczne, nazywane falami Alfvéna. Powstają one w turbulentnej plazmie i mogą wędrować w górę, gdzie oddają energię i podgrzewają gaz w koronie. Do niedawna nie było jednak pewności, czy tych fal wystarczy, aby wyjaśnić tak ogromny wzrost temperatury.

W 2018 roku w czasopiśmie Nature Astronomy ukazały się badania kierowane przez prof. Abhisheka Srivastavę, w których uczestniczył też polski heliofizyk prof. Krzysztof Murawski z Uniwersytetu Marii Curie-Skłodowskiej w Lublinie. Naukowcy wskazali na tzw. fale pseudoszokowe, które zmieniają w sposób nieciągły gęstość plazmy i mają potencjał ogrzewania korony.

Rekoneksja magnetyczna

Drugi ważny mechanizm to rekoneksja magnetyczna. Linie pola magnetycznego, które są stale skręcane i plątane przez ruchy plazmy, potrafią gwałtownie się rozrywać i ponownie łączyć. W tym procesie uwalnia się duża ilość energii, która trafia bezpośrednio do otaczającej plazmy i dodatkowo podnosi jej temperaturę.

Oba mechanizmy – fale oraz rekoneksja – są obecnie uznawane za główne źródła ciepła w zewnętrznej atmosferze gwiazdy, choć dokładny podział wkładu energii wciąż jest badany.

Obserwacje sondy Solar Orbiter

Nowe dane dostarczyła europejska sonda Solar Orbiter. Na jej pokładzie znajduje się kamera Extreme Ultraviolet Imager, która zarejestrowała szybko przemieszczające się fale magnetyczne o średnicy około 10 000 km. Te fale wirują na powierzchni i emitują na tyle dużo energii, że mogą realnie odpowiadać za rozgrzanie atmosfery do milionowych wartości.

Wcześniej znane wolniejsze fale magnetyczne okazały się zbyt słabe, aby wyjaśnić różnicę temperatur. Obserwacje prowadzone przez Obserwatorium Królewskie w Belgii pozwalają przypuszczać, że szybkie oscylacje są tym brakującym elementem układanki.

Jak naukowcy mierzą temperaturę Słońca?

Bezpośredni pomiar temperatury tak odległego obiektu nie jest możliwy, dlatego astronomowie korzystają z pośrednich metod. Najważniejsza z nich to analiza światła. Zgodnie z prawem Wiena, długość fali, przy której ciało emituje najwięcej promieniowania, zależy od temperatury – im gorętszy obiekt, tym krótsza fala maksimum.

Prawo Stefana-Boltzmanna pozwala z kolei powiązać całkowitą moc promieniowania z temperaturą powierzchni. Analizując widmo docierającego światła, naukowcy potrafią wyznaczyć temperaturę fotosfery, a także oszacować warunki w wyższych warstwach atmosfery.

Wnętrze gwiazdy bada się przy pomocy heliosejsmologii. Fale ciśnienia rozchodzące się we wnętrzu niosą informacje o gęstości i temperaturze na różnych głębokościach – podobnie jak fale sejsmiczne po trzęsieniach ziemi pozwalają badać strukturę naszej planety. Dzięki temu wiemy, że w centrum panuje właśnie około 15 milionów kelwinów.

W laboratoriach udaje się osiągać znacznie wyższe temperatury. W CERN, na granicy Szwajcarii i Francji, detektor ALICE zderza rozpędzone jony ołowiu i wytwarza plazmę kwarkowo-gluonową. Rekord z tego eksperymentu to 5 bilionów stopni Celsjusza – wielokrotnie więcej niż w jądrze naszej gwiazdy.