Słońce i tajemnice olbrzymiego źródła energii - Notatki - Geografia, Notatki'z Geografia
Grzegorz
Grzegorz14 June 2013

Słońce i tajemnice olbrzymiego źródła energii - Notatki - Geografia, Notatki'z Geografia

PDF (96.1 KB)
7 strona
678Liczba odwiedzin
Opis
Geografia: notatki z zakresu geografii dotyczące słońca i tajemnic tego olbrzymiego źródła energii.
20punkty
Punkty pobierania niezbędne do pobrania
tego dokumentu
Pobierz dokument
Podgląd3 strony / 7
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.

Słońce-tajemnice olbrzymiego źródła energii

Człowiek żyje tuż obok prawdziwej gwiazdy- Słońca, głównego ciała w

naszym Układzie Planetarnym. Słońce to gwiazda centralna Układu Słonecznego,

wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Jest to

najjaśniejszy obiekt na niebie. Słońce podtrzymuje życie na Ziemi, gdyż otrzymujemy

od niego światło i ciepło. Energia słoneczna jest niezbędna do wzrostu roślin

(stanowiących pożywienie dla zwierząt). Paliwa kopalne (węgiel kamienny, ropa

naftowa) są w rzeczywistości także formą zmagazynowanej energii słonecznej, bo

węgiel, jaki jest w nich zawarty zgromadziły rośliny bardzo dawno temu. Warto

poznać ciekawostki i tajemnice, jakie kryje w sobie Słońce.

Najpierw omówmy ewolucję Słońca. Przypuszcza się, że Słońce powstało

około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia

się obłoku międzygwiazdowego, Słońce znalazło się na ciągu głównym. Przez 4,6

miliarda lat Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%.

Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko

40%. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat,

Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma i prawdopodobnie pochłonie trzy najbliższe

sobie planety, po około miliardzie lat odrzuci zewnętrzne warstwy i będzie zapadało

pod własnym ciężarem przeistaczając się w białego karła. Według hipotez, przez wiele

miliardów lat będzie stygło, aż stanie się czarnym karłem (wszechświat jest jeszcze za

młody, by istniały takie obiekty).

Odległość Słońca od Ziemi zmienia się od 147,1 (w styczniu) do 152,1 mln km

(w czerwcu), średnio równa jest 149,6 mln km (astronomiczna jednostka). Przyjmuje

się, że odległość ta wynosi 150 mln km. Przejechanie takiej drogi zwykłym

samochodem zabrałoby prawie 200 lat, a sonda kosmiczna lecąca prosto ku Słońcu

dotarłaby tam w kilka miesięcy. Światło, które porusza się z największą z możliwych

prędkości, mknie od Słońca do Ziemi ponad 8 minut. O Słońcu wiemy o wiele więcej

niż o jakiejkolwiek innej gwieździe - po prostu dzięki jego bliskości. W niektórych

dużych obserwatoriach znajdują się teleskopy przeznaczone specjalnie do obserwacji

słonecznych. Astronomowie chcieliby wiedzieć, dlaczego Słońce świeci i jak wpływa

na Ziemię. Niektórzy naukowcy sugerowali, że każda zmiana ilości energii

opuszczającej Słońce może spowodować dramatyczne zmiany klimatu na Ziemi.

Słoneczne badania są więc ważne nie tylko dla zrozumienia gwiazd, ale i do śledzenia,

jaki wpływ może w przyszłości wywrzeć Słońce na nasze najbliższe środowisko.

Odpowiedzmy sobie na pytanie: jak jest zbudowane Słońce? Słońce jest kulą

gazową składającą się głównie z wodoru i helu. Nawet w jego centrum, gdzie gęstość

sięga 100 tysięcy kg/m3, wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie gazowym.

Wnętrze Słońca składa się z trzech koncentrycznych warstw:

1) jądra, gdzie wysoka temperatura umożliwia zachodzenie reakcji termojądrowych;

2) otoczki promienistej, w której transport energii odbywa się przez promieniowanie;

obszar ten pozostaje w równowadze hydrostatycznej;

3) zewnętrznej warstwy konwekcyjnej, gdzie energia jest transportowana przez

burzliwą konwekcję (wstępujące i zstępujące ruchy gorącej materii).

Obszary powierzchniowe, dostępne bezpośrednim obserwacjom, tworzą atmosferę

Słońca. Jej trzy charakterystyczne warstwy to:

1) fotosfera, w której pojawiają się plamy słoneczne;

2) chromosfera i

3) korona.

Przyjrzyjmy się bliżej powierzchni Słońca. Słońce jest rozognioną kulą gazową

o średnicy 109 razy przekraczającej średnicę Ziemi. Jego objętość jest zatem ponad

milion razy większa od objętości Ziemi. Dochodzące od Słońca żółte światło pochodzi

z fotosfery - warstwy atmosferycznej o grubości około 500 km. Poniżej znajduje się

wnętrze Słońca, a powyżej przezroczyste, zewnętrzne warstwy atmosfery. Praktycznie

cała docierająca do Ziemi słoneczna energia - ciepło i światło - pochodzi z fotosfery,

ale wytworzona została we wnętrzu Słońca.

Temperatura fotosfery wynosi około 5500°C. Jednym ze sposobów jej oszacowania

jest policzenie, jak gorące musi być Słońce, by wysyłało na odległość Ziemi tyle

energii, ile dostajemy.

Powierzchnia Słońca jest niespokojna i ziarnista, co nazywa się granulacją słoneczną.

Może być ona zauważona dopiero za pomocą teleskopów. Ziarenka zachowują się

podobnie do gotującej się kaszy - wznoszą się i opadają. Taka konwekcja przenosi

ciepło z niższych warstw Słońca do fotosfery i odpowiada za ziarnistą strukturę

powierzchni.

W 1960 roku astronomowie odkryli, że zewnętrzne warstwy atmosferyczne co pięć

minut wznoszą się i opadają. Słońce drga, wibruje jak dzwoniący dzwonek. Badając te

wibracje, astronomowie spodziewają się odkryć, jak wygląda słoneczne wnętrze.

W zewnętrznej warstwie Słońca, wysyłającej ku nam światło, widać przejawy różnego

rodzaju aktywności. Jednym z oczywistszych są plamy słoneczne - obserwowane na

tarczy Słońca obszary chłodniejsze i ciemniejsze w porównaniu z jasną fotosferą. Mają

średnicę od setek do ponad 100 tys. km oraz dostrzegalną strukturę: ciemne miejsce

(tzw. obszar cienia) otoczony jest obszarem o pośredniej jasności (tzw. obszar

półcienia), duże plamy słoneczne otoczone są jasnymi pierścieniami.

Zwróćmy uwagę na aktywność Słońca. Słońce nie obraca się tak, jak podobne

do Ziemi ciało sztywne. Różne jego części obracają się różnie. Na równiku obrót jest

najszybszy - raz na około 25 dni. Gdy oddalamy się od równika, prędkość maleje i w

okolicach biegunowych pełny obrót trwa aż około 35 dni. Taka sytuacja jest możliwa

tylko dlatego, że Słonce jest ogromną kulą gazu. Jednym z wyników niejednorodnego

obrotu jest nawijanie linii pola magnetycznego Słońca, co z kolei wzmaga słoneczną

aktywność.

Przejawem aktywności są np. plamy słoneczne. "Pogoda" w słonecznej atmosferze

bardzo różni się od pogody ziemskiej. Burze magnetyczne i wybuchy, znane jako

rozbłyski, pojawiają się na słonecznej powierzchni nagle. Przypominają nieco nasze

burze z piorunami, bo wyzwalana jest w nich energia elektryczna, tyle że znacznie

większa. Burze słoneczne nie pozostają bez wpływu na Ziemię, np. zaburzają odbiór

fal radiowych, dlatego astronomowie bacznie śledzą Słońce. Rozbłyski słoneczne

wyrzucają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki naładowane elektrycznie, które

docierają aż do naszej atmosfery.

Pewnie każdy z nas słyszał kiedyś o zjawisku, która nosi nazwę zorza polarna.

Gdy wyrzucone ze Słońca naładowane cząstki docierają do Ziemi, wywołują w

okolicach podbiegunowych widowiskowe zjawiska na niebie: migoczące kurtyny

świetlne czyli zorze polarne. Tańczące światło zorzy jest bardzo piękne, ale wybuchy

na Słońcu wywołujące to zjawisko mogą być niebezpieczne. W ciągu kilku sekund

uwalnia się tam więcej energii, niż zdołano wyprodukować do tej pory we wszystkich

elektrowniach świata. Ogromna burza na Słońcu w 1987 roku spowodowała w

Ameryce Północnej szkody oszacowane na 100 mln dolarów. Prądy elektryczne ze

Słońca zmusiły elektrownie do wyłączeń i uszkodziły liczne urządzenia. Rozbłyski

słoneczne są ponadto niebezpieczne dla astronautów, którzy nie mogą wówczas

wychodzić na kosmiczne przechadzki, bo wysokoenergetyczne cząstki zagrażają

ludzkiemu życiu.

Zorze polarne są nieprzewidywalne i dlatego trudno je obserwować. Mogą przybierać

na niebie kształt łuku, promieni i kurtyn świetlnych. Nigdy nie zdarzyło się, by dwa

razy pojawiła się taka sama zorza. Najlepiej szukać zórz w bezksiężycowe noce na

Dalekiej Północy lub południu, w takich krajach jak Szkocja czy Nowa Szkocja,

Alaska czy Wyspa Południowa w Nowej Zelandii. Zorze rzadko występują, gdy na

Słońcu jest niewiele plam.

Liczba plam słonecznych, jakie można zauważyć na tarczy Słońca, zmienia się

z czasem. W latach 1989-1990 było ich bardzo wiele, bo był to okres maksimum cyklu

aktywności, który zdarza się średnio co 11 lat. W połowie lat dziewięćdziesiątych

plam było niewiele.

Wydaje się, że cykl aktywności słonecznej wpływa na klimat na Ziemi. Na przykład

niektóre drzewa wykazują zmiany w grubości słojów z okresem 11 lat. W latach 1650-

1715 prawie w ogóle me zauważono plam, tak jakby cykl aktywności zaniknął. W

Europie zanotowano wówczas znaczące ochłodzenie się i zaostrzenie klimatu.

By sprawdzić, czy cykl 11-letni wpływa na nasz klimat, wysłano na satelicie

instrument, który w latach 1980-1989 mierzył energię od Słońca. Za każdym razem,

gdy na Słońcu pojawiała się duża grupa plam, ilość energii docierająca od Słońca

nieznacznie spadała. W latach dziewięćdziesiątych te pomiary są powtarzane.

Naukowcy spodziewają się, że pozwoli to sprawdzić, czy zmiany na Słońcu powodują

długotrwałe efekty na Ziemi, jak np. globalne ocieplanie.

Przyjrzyjmy się teraz bliżej zewnętrznej warstwie Słońca. Zaćmienia Słońca

umożliwiły astronomom zobaczenie leżących ponad fotosferą warstw atmosfery

Słońca. Pierścień różowawego światła pochodzi z chromosfery, gdzie temperatura

wynosi około 15000°C. Podczas całkowitego zaćmienia widoczne jest przez kilka

minut słabe, białe halo - korona. Warstwa ta rozciąga się do kilku promieni Słońca. Jej

temperatura blisko Słońca dochodzi do 2 mln °C.

Tak niesłychanie gorąca korona wysyła jednak bardzo mało światła widzialnego, za to

intensywnie świeci w promieniach Roentgena. Obserwacje korony astronomowie

prowadzą, więc za pomocą umieszczanych na satelitach teleskopów rentgenowskich.

Do tworzenia kolorowych obrazów rejonów świecących w promieniowaniu X używa

się grafiki komputerowej.

Jasne części korony mają temperatury powyżej 1 mln °C. Chłodniejsze rejony

wyglądają na tarczy słonecznej jak ciemne dziury. Z obszaru tych dziur koronalnych

wypływają w przestrzeń międzyplanetarną cząstki, takie jak np. elektrony czy protony

- tzw. wiatr słoneczny. Jest to strumień naładowanych cząstek wypływających w

przestrzeń międzyplanetarną z korony słonecznej. Dotarcie do Ziemi zabiera tym

cząstkom około 10 dni. Słoneczny wiatr wywołuje zaburzenia pola magnetycznego

Ziemi (tzw. burze magnetyczne), odpowiada również za odchylanie warkoczy komet).

Ziemia ma pole magnetyczne. Powoduje ono odchylanie torów większości

cząstek wiatru słonecznego, a część z nich zatrzymuje. W rezultacie pole magnetyczne

tworzy wokół Ziemi niewidzialny kokon, który opływany jest przez wiatr słoneczny,

tak jak wyspy bywają opływane przez rzeki. Inne planety, np. Merkury czy Jowisz,

także mają pole magnetyczne i niewidoczne bariery przeciw wiatrowi słonecznemu. W

przypadku Ziemi niektóre naładowane elektrycznie cząstki potrafią jednak przez te

zapory przeniknąć.

Co tak naprawdę jest w środku? Naukowcy aż do XX wieku wyobrażali sobie

Słońce jak płonące ognisko. Jeszcze w 1892 roku wydano książkę opisującą Słońce,

jako piec wydzielający ciepło i światło. Inna XIX-wieczna teoria sugerowała, że

świecenie spowodowane jest przez spadające na Słońce meteoryty. Obie teorie

okazały się fałszywe. Jak wiemy obecnie, paliwem Słońca jest wodór, a energia, jaką

dostarcza ono Ziemi, pochodzi z reakcji jądrowych zachodzących głęboko w jego

wnętrzu.

By dotrzeć do słonecznego paleniska, wyobraź sobie, że startujemy z żółtej

powierzchni, gdzie temperatura przekracza temperaturę topnienia żelaza. W tej

temperaturze wszystkie znane pierwiastki i związki chemiczne są w stanie gazowym,

zatem Słońce jest wielką kulą gorącego gazu.

Gdy zagłębiamy się w Słońce, temperatura i ciśnienie stopniowo rosną. Na każdym

poziomie ciśnienie bardzo gorącego gazu wypychające materię na zewnątrz jest

równoważone przez siłę grawitacji działającą ku środkowi. W jądrze Słońca

temperatura jest 25 000 razy większa niż na powierzchni. Trudno sobie wyobrazić, jak

gorąco musi być blisko środka Słońca, ale przyjmuje się, że panuje tam temperatura

14-15 mln °C.

Przedstawmy teraz proces wytwarzania słonecznej energii. Słońce zbudowane

jest głównie z dwu najlżejszych pierwiastków chemicznych: wodoru i helu. Głęboko w

jego wnętrzu bardzo wysoka temperatura nie pozwala tworzyć się innym

pierwiastkom. Jądra atomowe i elektrony są wymieszane. Jądrem wodoru jest

pojedynczy proton. Jądro helu stanowią zgrupowane dwa protony i dwa neutrony.

W ogromnych temperaturach wnętrza Słońca cząstki tworzące atomy poruszają się z

wielkimi prędkościami i często zderzają się. Zazwyczaj nic się wtedy nie dzieje.

Czasem jednak dwa protony zderzą się dostatecznie mocno, by zlepić się i zmienić w

parę proton-neutron. Produktem zderzenia są wtedy dwie inne cząstki: neutrino, które

nie ma masy (albo ma zupełnie znikomą) ani ładunku elektrycznego, ale unosi energię

oraz pozyton - cząstka podobna do elektronu, lecz z dodatnim ładunkiem

elektrycznym.

Para proton-neutron może się następnie połączyć z kolejnym protonem i utworzyć

jądro lekkiego helu, które ma tylko jeden neutron zamiast, jak zazwyczaj, dwu.

W końcu za dwa jądra lekkiego helu mogą się spotkać i utworzyć stabilne jądro helu.

Dwa uwolnione protony uciekają.

Tak więc. Słońce może "sklejać" cztery protony w jedno jądro helu i w tym procesie

wytwarzać ogromne ilości energii. Masa czterech protonów jest nieco większa - około

0,5 % - od masy helowego jądra. To właśnie ona przemienia się w energię. Takie same

albo podobne reakcje jądrowe zachodzą w innych gwiazdach.

Co sekundę Słońce przetwarza około 600 mln ton wodoru na około 400 mln ton

helu. Porównując to z masą Słońca, możemy zapytać - jak długo będzie ono żyć, na

jak długo starczy mu paliwa?

Oczywicie nie będzie żyć wiecznie, bo traci przecież energię w postaci światła, ciepła

i wiatru słonecznego. Ma jednak przed sobą niesłychanie długi żywot. Obecnie jest w

średnim wieku. Przez około 5 mld lat zużyło połowę wodorowego paliwa. Przez

następne 5 mld lat będzie stale przemieniać wodór, a jego temperatura i rozmiar

stopniowo będą rosły.

Gdy zużyje się cały wodór w środku, Słońce będzie trzy razy większe niż dzisiaj.

Zewnętrzne warstwy gorącej atmosfery rozpościerać się będą prawie do orbity

Merkurego. Na Ziemi zostaną wygotowane oceany, a skały przemienią się w

roztopioną lawę. Na naszym globie nie pozostanie już nic żywego - ojczyzna ludzi

stanie się jałową planetą.

Głęboko w Słońcu atomy helu zaczną przemieniać się w węgiel i pierwiastki cięższe,

aż w końcu zużyty zostanie cały zapas atomowego paliwa. Słońce będzie już tylko

stygnąć i stanie się białym karłem.

Obserwacja Słońca stwarza zagrożenie. Bezpośrednia obserwacja Słońca może

spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie należy patrzeć na Słońce ani

gołym okiem, ani przez okulary przeciwsłoneczne. Zaleca się używanie filtrów, np.

maska do spawania lub profesjonalne filtry mylarowe. Obserwacja Słońca przez

przyrządy do tego niedostosowane (jak np. lornetki) prowadzić może do oparzenia i

uszkodzenia siatkówki oka bez początkowych objawów bólowych.

komentarze (0)
Brak komentarzy
Bądź autorem pierwszego komentarza!
To jest jedynie podgląd.
Zobacz i pobierz cały dokument.
Docsity is not optimized for the browser you're using. In order to have a better experience we suggest you to use Internet Explorer 9+, Chrome, Firefox or Safari! Download Google Chrome