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

Pobierz Słońce i tajemnice olbrzymiego źródła energii - Notatki - Geografia i więcej Notatki w PDF z Geografia tylko na Docsity! 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 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.