Droga Mleczna i Słońce

DROGA MLECZNA ukazuje się jako jasny, srebrzysty pas, przecinający nocne niebo. W gruncie rzeczy jest to przekrój przez naszą Galaktykę zwaną również Drogą Mleczną. Najprostszy model Galaktyki przedstawia ją jako płaski dysk z centralnym wybrzuszeniem po obu stronach, czyli jądrem. Od jądra Galaktyki, wybiegają ramiona spiralne, rozpościerające się na tysiące lat świetlnych.

Znajomość ewolucji gwiazd i kosmologii pozwala stwierdzić, że Droga Mleczna powstała kilkanaście miliardów lat temu z ogromnego obłoku gazu. W wyniku ewolucji utworzyły się gwiazdy, a dzięki nim - pierwiastki chemiczne, takie jak węgiel i tlen. Za sprawą tych ostatnich mogło rozwinąć się życie. Pozostają jednak pytania: skąd wzięły się pierwiastki ciężkie w najstarszych gwiazdach i jak powstała masywna czarna dziura, rezydująca w środku Drogi Mlecznej? A może to właśnie centralna czarna dziura stworzyła naszą Galaktykę!

Gdy w pogodną noc patrzymy na niebo, oprócz pojedynczych gwiazd, tworzących dobrze znane gwiazdozbiory, widzimy jasny, "mleczny" pas. Już Galileusz, kierując na ową mgiełkę swój teleskop, stwierdził, że jest to rojowisko gwiazd. W XVIII w. astronomowie zdali sobie sprawę, że złudzenie okalającego nas pierścienia wynika z faktu przynależności Słońca, Ziemi i pozostałych planet Układu Słonecznego do wielkiego systemu gwiezdnego, przypominającego spłaszczony dysk lub talerz, a Droga Mleczna to efekt silnej koncentracji gwiazd wokół płaszczyzny symetrii. Ostatnie sto lat badań astronomicznych wyjaśniło, że gwiazdy występują wyłącznie w takich właśnie skupiskach, zwanych galaktykami. Nasza Galaktyka, zwana Drogą Mleczną, zawiera od 200 do 400 miliardów gwiazd, jak również znaczne ilości gazu i pyłu. Jest dosyć spora- ma średnicę około 100 000 lat świetlnych. Skoro gwiazdy istnieją tylko w galaktykach, nasza Galaktyka zaś należy raczej do typowych, to historia Drogi Mlecznej jest zarazem historią ewolucji Wszechświata. A także historią powstania życia, gdyż bez istnienia i ewolucji Galaktyki jako całości nie mogłoby się ono rozwinąć. Pytanie o historię Mlecznej Drogi jest, zatem centralnym pytaniem astronomii i musimy skorzystać z wielu jej działów, aby na nie spróbować odpowiedzieć. Czy to się w pełni uda?
Ewolucję Drogi Mlecznej zrozumieliśmy dzięki poznaniu ewolucji gwiazd. Choć opisanie pierwszego etapu powstania gwiazdy - formowania się protogwiazdy - wciąż nastręcza astronomom sporo trudności, nasza znajomość narodzin, życia i śmierci gwiazd jest imponująca. Dzięki niej wiemy na przykład, że nasze Słońce liczy sobie około 4,5 miliarda lat, a przez następne 4,5 miliarda lat niewiele się zmieni.

Czas aktywnego życia gwiazdy jest określony przez zapas paliwa jądrowego i tempo jego zużywania. Gwiazdy masywne mają więcej paliwa, ale wykorzystują je bardzo szybko i faza spalania wodoru, w czasie, której gwiazda przebywa na tzw. ciągu głównym na wykresie Hertzsprunga-Russella (przedstawiającego zależność jasności gwiazdy od jej barwy i zwanego też wykresem H-R), trwa bardzo krótko. Następnie gwiazda oddala się od ciągu głównego w stronę obszaru czerwonych olbrzymów. Gwiazdy małomasywne są bardziej oszczędne i zapas paliwa starcza im na wiele miliardów lat. Badając położenie gwiazd na wykresie H-R (a zwłaszcza sporządzając taki wykres dla gromady gwiazd), możemy oceniać ich wiek. Na diagramie Hertzsprunga-Russella wykreślonym dla młodych gromad otwartych gwiazdy układają się wzdłuż ciągu głównego (rysunek powyżej).

Natomiast na diagramie, sporządzonym dla starych gromad kulistych, tylko najmniej masywne, najsłabsze gwiazdy są jeszcze na ciągu głównym - pozostałe zdążyły znacznie się od niego oddalić (rys. patrz załącznik).

Badania gwiazd, tworzących naszą Galaktykę, wskazują, że Droga Mleczna nie jest jednolitym dyskiem i że nie wszystkie gwiazdy są w tym samym wieku.

Rozkład gwiazd w Galaktyce został przedstawiony schematycznie na rysunku obok. Najstarsze gwiazdy, nazywane tradycyjnie populacją II, nic "nie wiedzą" o istnieniu dysku galaktycznego.
Pojedyncze gwiazdy i gromady kuliste, mogące zawierać nawet milion gwiazd, rozłożone są niemal sferycznie, poruszają się z dużymi prędkościami wokół środka Galaktyki po orbitach eliptycznych, a ich odległość od centrum sięga 20 kilo parseków. Tworzą one tzw. halo galaktyczne.

Wiek gromad kulistych ocenia się na około 12-14 miliardów lat - są to najstarsze obiekty Drogi Mlecznej. Zdecydowana większość gwiazd znajduje się jednak w dysku galaktycznym, podobnie jak spore ilości gazu i pyłu. Gwiazdy te wcale nie są w jednym wieku - niektóre są niewiele młodsze od gwiazd halo, inne dopiero się rodzą z ogromnych obłoków molekularnych. Gwiazdy dysku klasyfikujemy jako obiekty populacji I. Dysk galaktyczny nie jest zresztą jednolity. Tworzą go wyraźne ramiona spiralne. W pobliżu jednego z takich ramion - ramienia Oriona - znajduje się nasze Słońce. W sumie jednak Słońce porusza się po peryferiach Galaktyki, w odległości około 8 kiloparseków od jej centrum, które na ziemskim niebie leży gwiazdozbiorze Strzelca.

Skoro wiemy, że pojedyncze gwiazdy tworzą się z gazowych obłoków, możemy przypuszczać, iż Droga Mleczna też powstała (jakieś 14-15 miliardów lat temu) z ogromnego gazowego obłoku o masie znacznie przekraczającej 1011 mas Słońca. Obłok stopniowo zapadał się i najpierw utworzyły się gwiazdy halo; następnie z reszty gazu, obdarzonej pewnym momentem pędu, powstał spłaszczony, wirujący dysk galaktyczny. W dysku wytworzyły się obserwowane ramiona spiralne i zaczęły w nich powstawać kolejne gwiazdy. Proces przebiegał stosunkowo szybko - Słońce od chwili narodzin zdołało obiec centrum Galaktyki zaledwie jakieś 25 razy.

Wśród gwiazd jądra Galaktyki, jak również w galaktycznym halo, dominują stare czerwone gwiazdy, skupione miejscami w gromadach kulistych. Nazywane są gwiazdami drugiej populacji, a odznaczają się niezwykle małą zawartością metali, czyli w astronomii pierwiastków cięższych od helu. Gwiazdy pierwszej populacji są natomiast młodsze, bardziej obfite w metale oraz leżą w obszarze dysków galaktycznych. Za budulec gwiazd służą międzygwiazdowe obłoki gazu i pyłu, które zapadają się pod własnym ciążeniem. Podstawowym czynnikiem wzbogacającym materię międzygwiazdową w pierwiastki ciężkie są eksplozje supernowych.

Należy tutaj wspomnieć o innym niepokojącym problemie, a mianowicie składzie chemicznym najstarszych gwiazd. Gwiazdy takie jak Słońce zawierają przede wszystkim wodór (70%), hel (27%) oraz tzw. pierwiastki ciężkie (3%), czyli przede wszystkim: węgiel, tlen, azot i żelazo. Tylko wodór i hel mają pochodzenie kosmologiczne i zostały utworzone w czasie pierwszych trzech minut życia Wszechświata, razem z niewielkimi ilościami deuteru i litu. Pozostałe pierwiastki powstały we wnętrzach gwiazd. Szybko ewoluujące gwiazdy masywne pod koniec swego życia tracą sporo masy w formie wiatru gwiazdowego, a następnie wybuchają jako supernowe, rozrzucając materię obfitą w pierwiastki ciężkie i wzbogacając w ten sposób gaz międzygwiazdowy. Kolejne pokolenia gwiazd powstają z mieszanki, zawierającej coraz więcej pierwiastków ciężkich. Nic, więc dziwnego, że w gwiazdach dysku galaktycznego występuje znacznie więcej pierwiastków ciężkich niż w gwiazdach wchodzących w skład gromad kulistych. Dlatego zawartość tych pierwiastków jest zarazem wyznacznikiem wieku gwiazdy. Zagadką jednak pozostaje, dlaczego nawet najstarsze gwiazdy zawierają sporą ilość, pierwiastków ciężkich. Ewolucja gwiazd jest bezsilna wobec tego problemu, spróbujmy, zatem popatrzeć na problem powstawania Drogi Mlecznej z innej strony.

Zgodnie z wynikami badań kosmologicznych oraz ostatnich obserwacji przeprowadzonych za pomocą satelity Hipparcos i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a cały Wszechświat jest tylko nieco starszy niż gromady kuliste i początkowo był gorący i niemal dokładnie jednorodny. W tym gorącym, nieprzezroczystym dla promieniowania gazie rozchodziły się fale dźwiękowe o rozmaitej długości. Fale takie - wędrujące zgęszczenia i rozrzedzenia materii - w pewnym momencie jednak zamarły. "Zamrożony krzyk Wszechświata" zaobserwował satelita COBE jako zaburzenia temperatury mikrofalowego promieniowania tła. Moment "zamrożenia" nastąpił w chwili, gdy Wszechświat wychłodził się na, tyle, że protony mogły przyłączyć elektrony, tworząc neutralne atomy wodoru. Promieniowanie, nie będące już w stanie jonizować materii, zaczęło poruszać się swobodnie, docierając także do nas w postaci promieniowania tła. Istniejące w chwili rekombinacji zaburzenia gęstości materii stanowią właśnie zaczątek obserwowanej obecnie bogatej struktury Wszechświata.

Przyglądając się jednak szczegółom, napotykamy na pewne trudności. Nie każde początkowe zagęszczenie może - pomimo ekspansji całego Wszechświata - wytworzyć zwartą strukturę. Zależy to od masy, czyli rozmiaru zaburzenia. Główną rolę odgrywa tu nie tyle rozszerzanie się Wszechświata, co temperatura materii.

W niemal jednorodnym ośrodku wyodrębnijmy kulę o nieco tylko wyższej średniej gęstości niż otoczenie. Energia grawitacyjna cząstki na powierzchni takiej kuli jest tym większa, im większy jest promień kuli. Natomiast energia termiczna cząstki jest określona tylko przez temperaturę i od promienia kuli nie zależy. Zatem w przypadku kuli o odpowiednio dużym promieniu energia grawitacyjna cząstki przewyższy energię termiczną i przyciąganie grawitacyjne spowoduje dalsze kurczenie się kuli pod wpływem grawitacji. Jako warunek zajścia tego procesu podaje się tradycyjnie nie krytyczny promień, lecz krytyczną masę, zwaną masą Jeansa.

W przypadku materii Wszechświata w momencie rekombinacji temperatura wynosiła około 1000 kelwinów, gęstość - jakieś 10-21 g/cm3, a masa Jeansa - mniej więcej milion mas Słońca. Obłoki o takich właśnie masach (lub większych) zaczynały się kurczyć. Istnieje jednak pewien problem. Obszarów o podwyższonej gęstości jest tym mniej, im są większe, a zatem powinny powstawać przede wszystkim struktury o masie równej masie Jeansa.

Kosmologia nie udziela nam odpowiedzi na pytanie, jak powstała Droga Mleczna i inne galaktyki. Najwyraźniej w rozważaniach nie uwzględniono jakiegoś istotnego faktu.

Myślę, że pominiętym elementem łamigłówki może okazać się obecność czarnej dziury. Jest to interesująca, choć niezbyt popularna hipoteza. Z przeprowadzonych ostatnio badań ruchu gwiazd w odległości 0,1-1 parseka od centrum grawitacyjnego naszej Galaktyki wyraźnie wynika, że w jej środku rezyduje czarna dziura o masie około 2,6 miliona mas Słońca. Badania innych dużych normalnych galaktyk także wskazują na obecność czarnych dziur. Najbardziej spektakularne są, oczywiście, obserwacje kwazarów, których wyniki wskazują na istnienie czarnych dziur tysiąckrotnie masywniejszych od naszej, a na dodatek wsysających do swego wnętrza znaczny strumień materii. W efekcie w bardzo szerokim zakresie widmowym emitowane jest silne promieniowanie, widoczne aż z krańców Wszechświata. Tak wielkie czarne dziury występują jednak rzadko - zaledwie jedna galaktyka na milion jest (lub kiedyś była) kwazarem. Świecenie z okolic czarnej dziury w Drodze Mlecznej też jest raczej słabe, być może, dlatego, że brak odpowiedniej dostawy gazu. Struga gazu, którą zaobserwowano w okolicach centrum, jest oddalona od niego o mniej więcej parsek i nie sięga do czarnej dziury.

Obecność czarnej dziury w galaktyce może być dosyć istotna dla jej budowy. Ostatnio zaobserwowano bardzo interesujący związek pomiędzy masą centralnej czarnej dziury a masą zagęszczenia centralnego: we wszystkich galaktykach, w których pomiar obu wielkości udało się przeprowadzić, masa zagęszczenia centralnego jest zawsze kilkaset razy większa od masy czarnej dziury. Proporcjonalność tych dwóch wielkości nie przesądza tego, czy to masa czarnej dziury ma wpływ na masę centralnego zgrubienia, czy też odwrotnie - masa centralnego zgrubienia określa masę tworzącej się w centrum czarnej dziury.

Jeśli chodzi o budowę naszej Galaktyki, to jest w rzeczywistości bardziej złożona niż opisuje to najprostszy model. Część gwiazd krąży po wydłużonych eliptycznych orbitach, tworząc sferyczne halo wokół dysku Galaktyki. Sam dysk to w gruncie rzeczy kilka dysków, tworzących prawdopodobnie coś na kształt ciasteczka markizy☺. Astronomowie wyróżniają cienki dysk, co najmniej jeden gruby oraz tzw. protodysk, którego istnienie jest na razie hipotetyczne. Takie zróżnicowanie w obrębie Galaktyki może wynikać po części z pochłaniania mniejszych galaktyk w obrębie Grupy Lokalnej.

Kształt drogi mlecznej.

Ze względu na położenie Układu Słonecznego wewnątrz dysku Galaktyki, nie potrafimy jednoznacznie rozstrzygnąć, czy Droga Mleczna to galaktyka spiralna z poprzeczką (typ SB).
Układ Słoneczny dokonuje pełnego obiegu wokół jądra w czasie 226 milionów lat (rok galaktyczny), czyli w czasie "życia" Słońca będzie ok. 25 obrotów. Prędkość orbitalna wynosi 217 km/s. Prędkość orbitalna gwiazd nie zależy mocno od odległości od jądra i przeważnie wynosi od 200 do 250 km/s, co naturalnie oznacza, że okresy obiegu różnią się znacznie dla gwiazd znajdujących się w różnych odległościach od centrum Galaktyki. Galaktyka nie rotuje jak ciało sztywne a jej widoczna struktura jest, tak jak u innych galaktyk, efektem dynamicznym przypominającym nieco falę stojącą (fala gęstości).

Nasza Galaktyka jest najprawdopodobniej Galaktyką spiralną z poprzeczką SBc lub SBb (zgodnie z klasyfikacja Hubbla).
Znane są cztery główne ramiona Galaktyki a także, co najmniej dwa mniejsze:
- Ramię Trzech Kiloparseków
- Ramię Krzyża
- Ramię Strzelca
- Ramię Oriona
- Ramię Perseusza
- Ramię Zewnętrzne

Wymieniane są czasem także:
- Ramię Węgielnicy
- Ramię Tarczy
- Ramię Kila

Odległość miedzy Ramieniem Oriona a Ramieniem Perseusza wynosi ok. 6 500 lat świetlnych. Ramiona można opisać spiralą logarytmiczną. Dysk otoczony jest kulistym halo składającym się ze starych gwiazd oraz gromadami kulistymi.

We wnętrzu Drogi Mlecznej materia najbardziej skoncentrowana jest w jądrze, które widać na tle gwiazdozbioru Strzelca. Liczne obłoki gazu i pyłu szczelnie przesłaniają środek Galaktyki, uniemożliwiając wszelkie jego obserwacje optyczne. Chociaż gęstość tych mgławic w warunkach ziemskich można by uznać za niemal doskonałą próżnię (średnio około 1000 atomów na centymetr sześcienny), to jednak w standardach kosmicznych są one stosunkowo gęste. Rozproszone na niewyobrażalnych dystansach, stanowią poważną przeszkodę dla światła widzialnego (tzw. ekstynkcja międzygwiazdowa, czyli rozpraszanie i osłabianie światła oraz absorpcja, czyli pochłanianie). Na szczęście, badania centrum Galaktyki stają się możliwe przy pomocy fal radiowych, które mogą przenikać przez gęste obłoki. Na przykład radiowe obserwacje najgłębszych warstw Drogi Mlecznej ujawniły tam pierścienie zjonizowanej (naładowanej elektrycznie) materii.

DROGA MLECZNA W LICZBACH

Oto lista niektórych z ważniejszych parametrów Drogi Mlecznej. Większość liczb to wartości przybliżone. Galaktyki nie mają precyzyjnych granic, gdyż obfitość gwiazd zmniejsza się stopniowo przy oddalaniu się od galaktyki.

Słońce jest zwyczajną gwiazdą. Ma około 5 mld lat. Jego temperatura na powierzchni osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do 14 mln°C. W słonecznym jądrze wodór przemienia się w hel, w procesie tym uwalniana jest ogromna energia. Na powierzchni Słońca można obserwować plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii - protuberancje.

Żyjemy tuż obok prawdziwej gwiazdy - Słońca, głównego ciała w naszym Układzie Planetarnym. Otrzymujemy od niego światło i ciepło, co podtrzymuje życie na Ziemi. 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.

Dla astronomów Słońce jest gwiazdą szczególną, bo znajduje się najbliżej nas, w odległości 150 mln km. Przejechanie takiej drogi zwykłym samochodem zabrałoby prawie 200 lat, zatem nawet do naszej najbliższej gwiazdy jest daleko. 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. Proxima Centauri - druga po Słońcu najbliższa gwiazda - leży ponad ćwierć miliona razy dalej niż Słońce.

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. Jest to pierwszy krok do poznania innych gwiazd.

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.

Powierzchnia 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.

Plamy słoneczne.

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.

Bardzo duże plamy można czasami zauważyć przy zachodzie Słońca - w ten właśnie sposób Chińczycy obserwowali je 2000 lat temu. Dawni astronomowie sądzili jednak, że plamy są zjawiskami w naszej atmosferze. Zaprzeczyły temu obserwacje Galileusza w XVII wieku. W 1610 roku wykorzystał on swój teleskop także do obserwacji Słońca i dokonał wielu ważnych odkryć. Zauważył na przykład, że plamy pojawiają się i znikają oraz że zmienne są ich rozmiary, śledząc ich ruchy po słonecznej tarczy, wykazał też, że Słońce obraca się. Zauważył ponadto, że kształty plam zmieniają się, gdy plama zbliża się do widocznej krawędzi dysku słonecznego.

Środkowa, ciemna część plamy nazywa się cieniem, a część zewnętrzna, trochę jaśniejsza - półcieniem. Ogromne plamy słoneczne są przeniknięte przez silne pola magnetyczne wydostające się z wnętrza Słońca. Wielkie plamy są rozmiarów Ziemi i mogą żyć wiele miesięcy.

Średnia temperatura w plamie może osiągnąć nawet do 4500°C. Plamy wydają się ciemne, bo widać je na tle gorętszej fotosfery.

Aktywność słoneczna.

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.

Rysunek obok przedstawia ogromną protuberancję wyrzuconą na miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną. Większość tej materii opadnie potem na Słońce, ale część popędzi w przestrzeń międzyplanetarną naszego Układu Słonecznego.

Zewnętrzne warstwy 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.

Najbardziej zewnętrzna część atmosfery Słońca - korona. Widoczna jest podczas całkowitych zaćmień.

Wnętrze Słońca.

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.

Jak długo jeszcze będzie żyło Słońce?

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?
Oczywiście 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.