Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Na powierzchni Słońca, czyli w fotosferze, panuje temperatura około 5505 stopni Celsjusza, natomiast w samym środku gwiazdy, w jądrze, wartość ta sięga blisko 15 milionów stopni Celsjusza. To ogromna rozpiętość, ale najbardziej zaskakujące jest to, że korona słoneczna potrafi być jeszcze gorętsza od samego jądra. W dalszej części artykułu wyjaśniamy, skąd biorą się te różnice i jak naukowcy mierzą coś tak odległego.

Dlaczego nie ma jednej odpowiedzi na pytanie o temperaturę Słońca?

Słońce nie jest jednorodną kulą o stałej temperaturze. To złożona struktura zbudowana z gorącej plazmy, w której każda warstwa pełni inną rolę i charakteryzuje się odmiennymi warunkami fizycznymi. Różnice między poszczególnymi strefami są ogromne – od około 4100 stopni Kelwina w najchłodniejszym obszarze do 15 milionów Kelwinów w centrum.

Gdy mówimy o temperaturze gwiazdy oddalonej o około 150 milionów kilometrów od Ziemi, nie możemy po prostu wysłać tam termometru. Naukowcy korzystają z analizy światła oraz z heliosejsmologii, aby poznać warunki panujące we wnętrzu i atmosferze Słońca. Dzięki temu wiemy, że temperatura zmienia się nie tylko z głębokością, ale także lokalnie – na powierzchni występują chłodniejsze plamy i gorętsze pochodnie.

Jak gorące jest jądro Słońca?

Centralna część naszej gwiazdy to miejsce, w którym rodzi się cała energia docierająca do Układu Słonecznego. Jądro rozciąga się od centrum do około 20–25 procent promienia słonecznego, a jego gęstość dochodzi do 150 gramów na centymetr sześcienny. To właśnie tam panują warunki niezbędne do przeprowadzenia syntezy termojądrowej.

Temperatura w jądrze Słońca wynosi około 15 milionów Kelwinów, co odpowiada blisko 15 milionom stopni Celsjusza.

W takich warunkach jądra atomów wodoru zderzają się z tak dużą energią, że łączą się, tworząc hel. Proces ten, nazywany cyklem protonowym, uwalnia gigantyczne ilości energii zgodnie z równaniem E=mc². W ciągu jednej sekundy Słońce przetwarza około 620 milionów ton wodoru, emitując moc rzędu 384,6 jottawatów.

Reakcje termojądrowe jako źródło energii

Synteza wodoru w hel to kontrolowana fuzja jądrowa. Cztery jądra wodoru łączą się, tworząc jedno jądro helu, a około 0,7 procent masy biorącej udział w reakcji zamienia się w energię. W praktyce oznacza to, że co sekundę Słońce traci około 4,26 miliona ton masy, która wypromieniowywana jest w postaci fotonów i neutrin.

Ile stopni ma fotosfera, czyli widzialna powierzchnia Słońca?

Fotosfera to warstwa, którą widzimy gołym okiem (oczywiście przez odpowiednie filtry). To z niej pochodzi większość światła słonecznego docierającego na Ziemię. Jej grubość to zaledwie około 400 kilometrów, ale to właśnie w tej strefie zachodzą zjawiska decydujące o barwie i jasności naszej gwiazdy.

Średnia temperatura fotosfery wynosi około 5778 Kelwinów, czyli 5505 stopni Celsjusza. Wartość ta nie jest jednak jednolita na całej powierzchni. Chłodniejsze obszary, zwane plamami słonecznymi, osiągają około 4000 Kelwinów, natomiast gorętsze pochodnie mogą mieć nawet 6600 Kelwinów. Różnice te wynikają z aktywności magnetycznej Słońca, która hamuje lub wspomaga przepływ ciepła z wnętrza.

Skąd bierze się światło słoneczne?

Światło widzialne powstaje w najniższych warstwach fotosfery, gdzie elektrony przyłączają się do atomów wodoru, tworząc jony H−. To właśnie temperatura tej warstwy sprawia, że Słońce emituje promieniowanie o barwie białej, choć z powierzchni Ziemi często wydaje się żółte. Kolor ten to efekt rozpraszania niebieskiego światła w atmosferze ziemskiej, a nie rzeczywista barwa gwiazdy.

Zgodnie z prawem Wiena, długość fali, przy której obiekt promieniuje najintensywniej, jest odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury. Dla fotosfery maksimum przypada na żółto-zieloną część widma, w okolicy 500 nanometrów. Z kolei prawo Stefana-Boltzmanna pozwala określić całkowitą moc promieniowania, co w połączeniu z analizą widmową daje astronomom precyzyjne narzędzie do szacowania temperatury.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od powierzchni?

To jedna z największych zagadek heliofizyki. Wydawałoby się, że im dalej od źródła ciepła, tym powinno być chłodniej. Tymczasem korona słoneczna, znajdująca się kilka tysięcy kilometrów nad fotosferą, osiąga temperaturę od 1 do 2 milionów Kelwinów, a w niektórych obszarach nawet 20 milionów Kelwinów. To kilkaset razy więcej niż temperatura widzialnej powierzchni.

Problem ogrzewania korony nurtuje naukowców od około 80 lat. Obecnie najczęściej wskazuje się na dwa mechanizmy: rekoneksję magnetyczną oraz fale magnetohydrodynamiczne, takie jak fale Alfvéna. W pierwszym przypadku splątane linie pola magnetycznego gwałtownie się rozrywają i łączą, uwalniając energię. W drugim fale przenoszą energię z wnętrza Słońca, a następnie rozpraszają się w koronie, podgrzewając ją.

Fale pseudoszokowe i ich rola w ogrzewaniu korony

Badania kierowane przez prof. Abhisheka Srivastavę, z udziałem naukowców z Uniwersytetu Marii Curie-Skłodowskiej w Lublinie, wykazały, że istotny wkład w ogrzewanie korony mają fale pseudoszokowe. To specyficzny rodzaj zaburzeń, w których nieciągłej zmianie ulega tylko gęstość materii, a nie – jak w klasycznej fali uderzeniowej – jednocześnie prędkość, ciśnienie i gęstość.

Model numeryczny przygotowany przez Dariusza Wójcika z UMCS uwzględniał efekty związane z pseudoszokami i pokazał, skąd bierze się część ciepła w górnej atmosferze Słońca. To ważny krok, ale niekompletny – fale Alfvéna i nanorozbłyski również odgrywają swoją rolę. Badacze przyznają, że w modelach wciąż pozostają luki, które mogą wyjaśnić kolejne obserwacje.

Czego dowiadujemy się dzięki sondzie Solar Orbiter?

Europejska sonda Solar Orbiter, zbliżająca się do Słońca na odległość 0,28 jednostki astronomicznej, dostarcza danych, które wcześniej były niedostępne. Kamera Extreme Ultraviolet Imager zarejestrowała szybko przemieszczające się fale magnetyczne o średnicy około 10 000 kilometrów. Te oscylacje mogą emitować wystarczająco dużo energii, aby wytłumaczyć paradoks korony słonecznej.

Dla porównania, wolniejsze fale magnetyczne wykryte wcześniej nie miały takiego potencjału energetycznego. Dopiero połączenie obserwacji z różnych instrumentów – w tym danych z misji Hinode oraz IRIS – pozwala stopniowo układać puzzle. Naukowcy z belgijskiego Obserwatorium Królewskiego planują poświęcić tym badaniom znacznie więcej czasu.

Jak mierzy się temperaturę Słońca?

Bezpośredni pomiar temperatury wnętrza gwiazdy jest niemożliwy. Astronomowie opierają się więc na pośrednich metodach, z których najważniejsze to analiza widma promieniowania oraz heliosejsmologia. Obie techniki uzupełniają się, dając wgląd zarówno w powierzchnię, jak i w głębokie warstwy Słońca.

Analiza światła opiera się na prawach fizyki promieniowania. Kolor i rozkład energii w widmie mówią o temperaturze powierzchni, a linie absorpcyjne, zwane liniami Fraunhofera, ujawniają skład chemiczny i warunki w wyższych warstwach atmosfery. Dzięki temu wiadomo, że hel został odkryty najpierw na Słońcu, a dopiero 25 lat później na Ziemi.

Heliosejsmologia jako okno do wnętrza gwiazdy

Heliosejsmologia bada fale ciśnienia przechodzące przez wnętrze Słońca. Podobnie jak sejsmolodzy analizują fale sejsmiczne po trzęsieniach ziemi, tak heliofizycy śledzą propagację fal dźwiękowych w plazmie. Na podstawie ich częstotliwości można wnioskować o gęstości, temperaturze i składzie materii na różnych głębokościach.

Dodatkowych informacji dostarczają neutrina słoneczne, które opuszczają jądro w zaledwie 2,3 sekundy, w przeciwieństwie do fotonów, którym dotarcie do powierzchni zajmuje od 10 000 do 170 000 lat. Pomiar tych cząstek pozwala na sprawdzenie modeli temperatury i reakcji zachodzących w samym centrum gwiazdy.

Jak temperatura Słońca wypada na tle innych zjawisk?

Choć 15 milionów stopni Celsjusza w jądrze robi wrażenie, to nie jest rekord we Wszechświecie. W eksperymencie ALICE prowadzonym w CERN udało się uzyskać temperaturę 5 bilionów stopni Celsjusza. To wartość, która prawdopodobnie panowała w ułamkach sekund po Wielkim Wybuchu, gdy materia istniała jako plazma kwarkowo-gluonowa.

Nawet piorun, pozornie ziemskie zjawisko, potrafi zaskoczyć. Dzięki badaniom z użyciem mionów, prowadzonym w ramach eksperymentu GRAPES-3, zmierzono napięcie elektryczne burzy sięgające miliardów woltów. Przeliczona temperatura elektronów w takim wyładowaniu może przekraczać bilion Kelwinów, co formalnie czyni piorun gorętszym od jądra Słońca, choć nie ma tu mowy o równowadze termodynamicznej plazmy.

Porównanie temperatur różnych warstw i obiektów

Poniższa tabela zestawia najważniejsze wartości temperatur związanych ze Słońcem i ekstremalnymi zjawiskami fizycznymi:

Co wpływa na zmiany temperatury w atmosferze Słońca?

Atmosfera słoneczna składa się z kilku warstw: warstwy minimum temperaturowego, chromosfery, warstwy przejściowej oraz korony. Każda z nich charakteryzuje się innym tempem zmian temperatury. W chromosferze temperatura rośnie stopniowo do około 20 000 Kelwinów, a w cienkiej warstwie przejściowej gwałtownie skacze do niemal miliona Kelwinów.

Za ten skok odpowiada między innymi pełna jonizacja helu, która zmniejsza radiacyjne ochładzanie plazmy. Następnie w koronie dochodzi do dalszego wzrostu, napędzanego przez procesy magnetyczne. Aktywność słoneczna zmienia się w 11-letnim cyklu, wpływając na liczbę plam, rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy, co z kolei modyfikuje lokalne temperatury.

Plamy i pochodnie jako dowód na niejednorodność fotosfery

Plamy słoneczne to regiony o obniżonej temperaturze, sięgającej około 4000 Kelwinów. Powstają tam, gdzie silne pole magnetyczne hamuje konwekcję i transport ciepła z wnętrza. Z kolei pochodnie to obszary gorętsze, osiągające nawet 6600 Kelwinów, związane z aktywnymi regionami magnetycznymi. Te różnice pokazują, że nawet na widzialnej powierzchni Słońca temperatura nie jest stała.

Podczas minimum Maundera, które zbiegło się z małą epoką lodową, zaobserwowano bardzo mało plam. Długie minima aktywności słonecznej bywają skorelowane z chłodniejszymi okresami na Ziemi, co pokazuje, jak temperatura Słońca i jego pole magnetyczne wpływają na warunki panujące na naszej planecie.