Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Najkrótsza odpowiedź brzmi – to zależy od warstwy. Jądro Słońca osiąga około 15 milionów stopni Celsjusza, a widoczna powierzchnia, czyli fotosfera, ma średnio 5505 stopni Celsjusza. W artykule wyjaśniamy, dlaczego te różnice są tak ogromne i skąd bierze się ciepło w koronie słonecznej.

Dlaczego temperatura Słońca nie jest jedna?

Popularny obraz Słońca jako jednorodnej kuli ognia mocno upraszcza rzeczywistość. Ta gwiazda ma budowę warstwową, a każda warstwa charakteryzuje się inną gęstością, składem i przede wszystkim temperaturą. Różnice między poszczególnymi strefami sięgają milionów stopni, dlatego podawanie jednej wartości bywa mylące.

Najbardziej intuicyjne jest to, że środek obiektu powinien być najgorętszy. W Słońcu faktycznie tak jest, ale dalej dzieje się coś zaskakującego. Zaraz nad stosunkowo chłodną powierzchnią atmosfera gwiazdy ponownie rozgrzewa się do wartości przekraczających milion stopni Celsjusza. To tak zwany paradoks korony słonecznej, który przez dekady pozostawał bez pełnego wyjaśnienia.

Jak wygląda rozkład stref w gwieździe?

Od środka ku zewnętrznej granicy można wyróżnić kilka podstawowych obszarów. Centralne jądro otacza strefa promienista, a nad nią rozciąga się strefa konwektywna. Dopiero powyżej tej ostatniej leży cienka fotosfera, którą obserwujemy jako jasną tarczę. Ponad nią znajduje się chromosfera, warstwa przejściowa i w końcu rozległa korona. Każda z tych części ma odmienny mechanizm transportu energii i inną temperaturę.

Jak gorące jest jądro Słońca?

Jądro to najcieplejsza i najgęstsza część gwiazdy. Temperatura dochodzi tam do około 15 milionów Kelwinów, a gęstość sięga 150 gramów na centymetr sześcienny, czyli około 150 razy więcej niż gęstość wody. Wewnątrz panują warunki, w których plazma zachowuje się jak gaz doskonały.

W tak ekstremalnym środowisku zachodzi synteza termojądrowa. Jądra wodoru łączą się w jądra helu, uwalniając przy tym ogromne ilości energii. Proces ten przekształca w energię około 0,7% masy wodoru, a w każdej sekundzie Słońce zużywa około 620 milionów ton tego pierwiastka. Mówimy zatem o kosmicznym piecu, który zasila cały Układ Słoneczny.

Ta reakcja fuzji nie obejmuje jednak całego wnętrza. Szacuje się, że 99% energii powstaje w obrębie zaledwie 24% promienia słonecznego, licząc od centrum. W odległości 30% promienia synteza praktycznie nie zachodzi. Energia z jądra wędruje ku powierzchni, ale fotony potrzebują na to bardzo dużo czasu – od 10 000 do 170 000 lat.

Czym różni się strefa promienista od konwektywnej?

Strefa promienista zaczyna się mniej więcej w 25% promienia od centrum i sięga do 70%. Transport energii odbywa się tutaj głównie przez promieniowanie cieplne, a temperatura spada z około 7 do 2 milionów Kelwinów. Materia jest zbyt gęsta i gorąca, by mogła swobodnie krążyć, dlatego brak tu ruchów konwekcyjnych.

Wyżej leży strefa konwektywna, w której plazma unosi się i opada niczym w gotującej się wodzie. Gorące kolumny materii docierają do fotosfery, oddają energię i ponownie zapadają się w głąb. Ten ruch pozostawia na widocznej powierzchni ślad w postaci komórek konwekcyjnych zwanych granulami. Pojedyncza granula ma średnicę około 1000 kilometrów i żyje zaledwie od 5 do 10 minut.

Jaką temperaturę ma widoczna powierzchnia Słońca?

Warstwa, którą można dostrzec gołym okiem przez odpowiedni filtr, to fotosfera. Ma ona grubość około 400 kilometrów i emituje większość światła docierającego do Ziemi. Mimo że wygląda na jednolitą, jej temperatura zmienia się wraz z wysokością – od około 7610 K u podstawy do 4465 K na szczycie.

Przyjmuje się, że średnia temperatura efektywna fotosfery wynosi 5778 Kelwinów, czyli około 5505 stopni Celsjusza. To właśnie ta wartość odpowiada za barwę Słońca. Widmo tej warstwy jest zbliżone do promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze bliskiej 5900 K, z maksimum emisji przy długości fali około 500 nanometrów.

Na tym tle pojawiają się jednak lokalne różnice. Plamy słoneczne, czyli obszary silnych pól magnetycznych hamujących konwekcję, są chłodniejsze od otoczenia i osiągają około 4000 K. Z drugiej strony istnieją pochodnie słoneczne rozgrzane nawet do 6600 K. Dzięki temu fotosfera nie jest idealnie gładka ani jednolita termicznie.

Co podgrzewa koronę słoneczną do milionów stopni?

Najbardziej zaskakującym fragmentem słonecznej układanki jest zewnętrzna atmosfera. Korona słoneczna rozciąga się na miliony kilometrów od powierzchni, a jej średnia temperatura sięga od 1 do 2 milionów Kelwinów. W najbardziej aktywnych regionach wartości rosną lokalnie nawet do 20 milionów K, co jest absurdalnie dużo w porównaniu z fotosferą mająca zaledwie 5505 stopni Celsjusza.

To zjawisko, zwane paradoksem korony słonecznej, intryguje heliofizyków od około 80 lat. Energia nie może pochodzić z prostego przewodzenia ciepła z powierzchni, ponieważ to naruszałoby podstawowe prawa termodynamiki. Potrzebny jest inny mechanizm transportu ciepła w górę atmosfery.

Jaką rolę odgrywają fale magnetyczne i pseudoszoki?

Obecnie najwięcej dowodów wskazuje na udział pola magnetycznego Słońca. Linie tego pola są nieustannie plątane i wykręcane przez ruchy plazmy w strefie konwektywnej. Kiedy gwałtownie się rozrywają i ponownie łączą w procesie zwanym rekoneksją magnetyczną, do otoczenia trafia olbrzymia energia. To ona podgrzewa plazmę korony do ekstremalnych wartości.

Drugim konkurencyjnym mechanizmem są fale Alfvéna. Przenoszą one energię mechaniczną z wnętrza gwiazdy ku wyższym warstwom atmosfery, gdzie ulega ona rozproszeniu w postaci ciepła. Analizy opublikowane między innymi w Nature Astronomy wskazują również na udział tak zwanych pseudoszoków, czyli zaburzeń przypominających fale uderzeniowe, ale ze zmianą gęstości bez wyraźnego skoku ciśnienia.

Do niedawna brakowało bezpośrednich obserwacji potwierdzających te teorie. Dopiero sonda Solar Orbiter, wyposażona w kamerę rejestrującą ekstremalny ultrafiolet, dostarczyła danych o szybkich falach magnetycznych o średnicy około 10 000 kilometrów. Ich energia może wyjaśniać, dlaczego korona jest nawet kilkusetkrotnie gorętsza od powierzchni, nad którą się unosi.

Jak mierzy się temperaturę Słońca?

Termometr w tradycyjnym rozumieniu odpada, bo nikt nie może zbliżyć się do gwiazdy oddalonej o około 150 milionów kilometrów. Z pomocą przychodzą zatem metody pośrednie, oparte na analizie promieniowania oraz fal rozchodzących się wewnątrz Słońca. Dzięki nim naukowcy potrafią oszacować warunki panujące nawet w samym jądrze.

Dla fotosfery kluczowa jest analiza widma światła. Zgodnie z prawem Wiena długość fali, przy której obiekt emituje najwięcej energii, jest odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury. Z kolei prawo Stefana-Boltzmanna łączy całkowitą moc promieniowania z temperaturą powierzchni. Te zależności pozwalają przypisać temperaturę do kształtu krzywej widmowej Słońca.

Widmo promieniowania słonecznego odpowiada ciału o temperaturze około 5900 K, z maksimum przy długości fali bliskiej 500 nanometrów.

Na czym polega heliosejsmologia?

Badanie wnętrza gwiazdy to większe wyzwanie, ale i tu istnieje skuteczna metoda. Heliosejsmologia opiera się na analizie fal ciśnienia, czyli infradźwięków, które przechodzą przez Słońce. Podobnie jak sejsmolodzy wyciągają wnioski o budowie Ziemi po wstrząsach, tak heliofizycy interpretują drgania słoneczne.

Fale te są wrażliwe na lokalną gęstość, temperaturę oraz skład materii. Obserwując ich prędkość, częstotliwość i sposób tłumienia, można odtworzyć profil termiczny od fotosfery aż po centralne jądro. Właśnie w ten sposób potwierdzono, że temperatura w centrum wynosi około 15 milionów Kelwinów.

Temperatury poszczególnych warstw w liczbach

Tabela przedstawia uśrednione wartości dla głównych stref Słońca. Wartości podano w kelwinach oraz stopniach Celsjusza tam, gdzie konwersja ma praktyczne znaczenie.

Dla porównania, najgorętsze gwiazdy na powierzchni osiągają temperatury rzędu 40 000 stopni Celsjusza. To wciąż niewiele w zestawieniu z jądrem Słońca, ale pokazuje, że nasza gwiazda należy do dość typowych żółtych karłów typu widmowego G2 V.

Czy coś potrafi być gorętsze od Słońca?

W warunkach laboratoryjnych ludzkość już dawno przekroczyła temperaturę jądra Słońca. W eksperymencie ALICE prowadzonym w ośrodku CERN na zderzeniach rozpędzonych jonów ołowiu udało się uzyskać temperaturę 5 bilionów stopni Celsjusza. To wartości porównywalne z pierwszymi ułamkami sekundy po Wielkim Wybuchu, gdy materia istniała jako plazma kwarkowo-gluonowa.

Równie ciekawie wygląda porównanie z piorunami. Analiza danych z eksperymentu GRAPES-3 wykazała, że napięcie elektryczne między chmurą a ziemią może przekraczać miliard woltów. W przeliczeniu na temperaturę elektronów oznaczałoby to wartości rzędu tysięcy miliardów stopni. Pojedynczy piorun potrafi więc lokalnie wytworzyć warunki znacznie bardziej ekstremalne niż wnętrze jakiejkolwiek gwiazdy.

Nie zmienia to faktu, że Słońce pozostaje dla nas absolutnie wyjątkowe. Jego stała emisja utrzymuje Ziemię w stanie nadającym się do życia, a energia słoneczna w ilości 1368 watów na metr kwadratowy dociera do górnych warstw atmosfery naszej planety. Światło pokonuje dystans między gwiazdą a Ziemią w około 8 minut, niosąc informację o procesach zachodzących w jądrze.