Temperatura Słońca nie jest jedna – w jądrze wynosi około 15 mln K, na widocznej powierzchni 5778 K (5505°C), a w koronie od 1 do 2 mln K. Najprościej mówiąc, w głębszych warstwach jest goręcej, ale korona łamie ten schemat. W artykule znajdziesz dokładne wartości dla każdej warstwy i wyjaśnienie, skąd bierze się taki rozkład temperatur.
Jak zmienia się temperatura Słońca w zależności od warstwy?
Rozkład ciepła nie jest w żadnym miejscu stały. W miarę oddalania się od środka gwiazdy temperatura najpierw spada, by później w atmosferze znów mocno wzrosnąć. Mówimy o żółtym karle ciągu głównego, choć w rzeczywistości jego światło widziane z przestrzeni jest białe. Decydują o tym zarówno procesy transportu energii, jak i aktywność pola magnetycznego.
| Warstwa | Temperatura w kelwinach | Temperatura w stopniach Celsjusza |
| Jądro | ok. 15 000 000 K | ok. 15 000 000 °C |
| Fotosfera | 5778 K | ok. 5505 °C |
| Chromosfera | do 20 000 K | do ok. 19 700 °C |
| Korona słoneczna | 1 000 000–2 000 000 K | ok. 1 000 000–2 000 000 °C |
Warto dodać, że tuż nad fotosferą leży najchłodniejszy obszar całej atmosfery, nazywany warstwą minimum temperaturowego. Tam wartość spada do około 4100 K. Z kolei na samej fotosferze występują lokalne różnice – chłodniejsze plamy słoneczne mają około 4000 K, a gorętsze pochodnie słoneczne osiągają nawet 6600 K.
Co dzieje się w jądrze Słońca?
Jądro rozciąga się od centrum do około 20–25% promienia gwiazdy. Jego gęstość dochodzi do 150 g/cm³, a więc jest około 150 razy większa od gęstości wody. To tam panują warunki sprzyjające syntezie termojądrowej.
W jądrze temperatura sięga około 15 mln K, a gęstość przekracza 150 g/cm³. To tam w procesie syntezy termojądrowej wodór zmienia się w hel.
Podczas syntezy termojądrowej jądra wodoru łączą się w jądra helu. Głównym szlakiem tych przemian jest cykl protonowy, a zaledwie 0,8% energii pochodzi z cyklu CNO. W każdej sekundzie przekształcanych jest 620 milionów ton wodoru. Uwalniana energia rozchodzi się na zewnątrz w postaci promieniowania gamma, ale fotony potrzebują od 10 000 do 170 000 lat, aby przedostać się do powierzchni.
Jednocześnie powstają neutrina słoneczne. Niosą one około 2% energii syntezy i opuszczają gwiazdę w zaledwie 2,3 sekundy, ponieważ niemal nie oddziałują z materią.
Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od powierzchni?
Fotosfera ma temperaturę blisko 5778 K, a mimo to leżąca nad nią korona osiąga od 1 do 2 mln K, lokalnie nawet 20 mln K. To jedna z największych zagadek heliofizyki, bo w standardowym obrazie ciepło powinno maleć wraz z oddalaniem się od źródła.
Skąd bierze się ten paradoks?
Najczęściej wskazuje się na pole magnetyczne oraz fale, które przenoszą energię z powierzchni w górę. W wyniku rekoneksji magnetycznej dochodzi do nagłego uwalniania energii nagromadzonej w liniach pola. Część badaczy wskazuje też na nanorozbłyski, czyli liczne małe wybuchy podgrzewające otoczenie.
Fale pseudoszokowe
Badania opublikowane w Nature Astronomy, kierowane przez Abhisheka Srivastavę, pokazały związek fal pseudoszokowych z ogrzewaniem korony. W tych zaburzeniach nieciągle zmienia się tylko gęstość, w przeciwieństwie do fali uderzeniowej, gdzie zmieniają się również ciśnienie i prędkość. W pracach uczestniczył prof. Krzysztof Murawski z UMCS w Lublinie.
Model numeryczny atmosfery tej gwiazdy, przygotowany w UMCS przez Dariusza Wójcika, ułatwił symulacje, w których uwzględniono właśnie te fale.
Fale Alfvéna i obserwacje sondy Solar Orbiter
Inny mechanizm to fale Alfvéna, które potrafią przenosić energię wzdłuż linii pola magnetycznego. Dodatkowych dowodów dostarcza sonda Solar Orbiter, a dokładniej instrument Extreme Ultraviolet Imager. Zarejestrował on szybko przemieszczające się fale magnetyczne o średnicy około 10 000 km, które mogą realnie podgrzewać atmosferę słoneczną. Dane analizują między innymi heliofizycy z belgijskiego Obserwatorium Królewskiego.
Jak mierzy się temperaturę odległej gwiazdy?
Bezpośredni pomiar jest niemożliwy, dlatego astronomowie korzystają z praw fizyki i analizy promieniowania. Dzięki temu można określić zarówno temperaturę widocznej powierzchni, jak i wnętrza.
Analiza światła i prawo Wiena
Kolor i rozkład promieniowania zdradzają temperaturę. Zgodnie z prawem Wiena długość fali, przy której ciało najsilniej promieniuje, jest odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury. Do tego dochodzi prawo Stefana-Boltzmanna, które wiąże całkowitą moc promieniowania z temperaturą w czwartej potędze.
Heliosejsmologia
Wnętrze badane jest metodą podobną do sejsmologii. Fale ciśnienia rozchodzące się we wnętrzu gwiazdy niosą informacje o gęstości i temperaturze poszczególnych warstw. Ich analiza nosi nazwę heliosejsmologii i pozwala dotrzeć nawet do jądra.
Co bywa gorętsze od jądra Słońca?
Choć 15 mln K w jądrze wydaje się niewyobrażalne, są zjawiska, które osiągają znacznie większe wartości. W Europejskiej Organizacji Badań Jądrowych CERN, zlokalizowanej na granicy Szwajcarii i Francji, prowadzony jest eksperyment ALICE. Zderza on ciężkie jony ołowiu rozpędzone do 99,9999991% prędkości światła. W 2015 roku uzyskano dzięki temu temperaturę 5 bilionów stopni Celsjusza, obecnie uznawaną za rekordową.
Podobna wartość mogła występować we wczesnym Wszechświecie tuż po Wielkim Wybuchu, gdy materia występowała jako plazma kwarkowo-gluonowa. Tunel akceleratora CERN ma 27 km długości i wykorzystuje magnesy nadprzewodzące chłodzone blisko zera absolutnego.
Również piorun potrafi zaskakiwać. Dzięki badaniom z użyciem mionów, cząstek żyjących milionowe części sekundy, zmierzono napięcie elektryczne rzędu ponad 1 miliarda woltów. Przeliczone na temperaturę elektronów daje to wartości sięgające 10^12 K.
FAQ – najczęściej zadawane pytania
Jakie są typowe temperatury poszczególnych warstw Słońca?
W jądrze około 15 mln K, na fotosferze około 5778 K, w chromosferze do ~20 000 K, a w koronie między 1 a 2 mln K.
Gdzie znajduje się najchłodniejszy obszar atmosfery Słońca i jaka jest jego temperatura?
Tuż nad fotosferą leży warstwa minimum temperaturowego, gdzie temperatura spada do około 4100 K.
Co dzieje się w jądrze Słońca i ile wodoru jest tam przekształcane na hel?
W jądrze zachodzi synteza termojądrowa, głównie przez cykl protonowy, przy czym co sekundę przekształca się około 620 milionów ton wodoru.
Ile czasu potrzebują fotony, by dotrzeć z jądra na powierzchnię Słońca, oraz jak szybko opuszczają je neutrina?
Fotonom zajmuje to od około 10 000 do 170 000 lat, natomiast neutrina uchodzą w zaledwie około 2,3 sekundy.
Dlaczego korona jest znacznie gorętsza niż fotosfera?
Korona ogrzewa się wskutek procesów związanych z polem magnetycznym, takich jak rekoneksja i liczne małe wybuchy, oraz przez fale przenoszące energię z niższych warstw.
Jakie fale i obserwacje sugerują mechanizmy ogrzewania korony?
Wskazuje się fale pseudoszokowe i fale Alfvéna, a obserwacje Solar Orbiter (instrument EUVI) zarejestrowały szybko poruszające się zaburzenia mogące przenosić energię do korony.
Jak astronomowie określają temperaturę gwiazdy, skoro nie mogą jej zmierzyć bezpośrednio?
Stosują analizę widma i prawo Wiena oraz prawo Stefana-Boltzmanna dla powierzchni, a wnętrze badają za pomocą heliosejsmologii, czyli analizy fal rozchodzących się wewnątrz gwiazdy.
Czy na Ziemi lub w laboratoriach osiąga się temperatury wyższe niż w jądrze Słońca?
Tak — eksperymenty w CERN (zderzenia jonów ołowiu) osiągnęły temperatury rzędu 5 bilionów °C, a wyładowania piorunowe lokalnie mogą generować temperatury sięgające około 10^12 K.
