Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

W jądrze Słońca temperatura sięga około 15 milionów stopni Celsjusza, widoczna powierzchnia ma średnio 5505 °C, a korona słoneczna od 1 do 2 milionów kelwinów. Te wartości nie są jednolite i zależą od badanej warstwy. W dalszej części artykułu wyjaśniamy, skąd biorą się takie różnice.

Temperatura Słońca nie jest jednolita – jądro osiąga około 15 000 000 °C, fotosfera 5505 °C, a korona od 1 do 2 milionów K.

Jak zmienia się temperatura w poszczególnych warstwach Słońca?

Podanie jednej liczby dla całej gwiazdy jest niemożliwe, ponieważ jej budowa przypomina układ warstw o skrajnie różnych parametrach. Od centralnego jądra po rozrzedzoną koronę temperatura zmienia się o kilka rzędów wielkości, a każda strefa odpowiada za inne zjawiska fizyczne. Warto przyjrzeć się tym wartościom, zanim przejdziemy do szczegółów.

Temperatura jądra może robić wrażenie, ale nie jest najwyższą znaną wartością. W zderzeniach ciężkich jonów ołowiu w eksperymencie ALICE przy CERN wytworzono plazmę kwarkowo-gluonową o temperaturze 5 bilionów °C. To pokazuje, że gwiazda – choć bardzo gorąca – nie dorównuje najgorętszym warunkom osiąganym w akceleratorach cząstek.

Jak gorące jest jądro naszej gwiazdy?

Centrum gwiazdy to obszar o gęstości około 150 g/cm³, czyli 150 razy większej od gęstości wody. Panuje tam temperatura blisko 15 mln K, która umożliwia zachodzenie syntezy termojądrowej. Bez tej warstwy cała otoczka nie mogłaby świecić ani ogrzewać planet.

Cykl protonowy

Najważniejszym procesem w jądrze jest cykl protonowy. Cztery jądra wodoru łączą się w jedno jądro helu, a część masy zamienia się w energię zgodnie z zależnością E=mc². Podczas reakcji uwalniane są fotony gamma oraz neutrina, które niosą część energii.

Co sekundę gwiazda przetwarza około 620 milionów ton wodoru. Mimo że pojedyncza objętość jądra wytwarza mniej energii niż ciało człowieka, ogromne rozmiary sprawiają, że łączna moc wynosi 384,6 jottawatów. To właśnie ta produkcja podtrzymuje jasność i ciepło całego Układu Słonecznego.

Droga energii z jądra na powierzchnię

Neutrina opuszczają jądro bardzo szybko – docierają do powierzchni w około 2,3 sekundy. Fotony zachowują się inaczej, ponieważ są nieustannie pochłaniane i ponownie emitowane przez plazmę. Ich wędrówka może trwać od 10 000 do 170 000 lat, zanim energia wydostanie się w postaci światła.

W strefie promienistej, rozciągającej się od około 25% do 70% promienia gwiazdy, energia transportowana jest głównie przez promieniowanie. Dalej znajduje się tachoklina, a nad nią strefa konwektywna, w której gorąca materia unosi się ku górze niczym w gotującej się wodzie. Ten wieloetapowy transport odpowiada za to, że temperatura powierzchni jest znacznie niższa niż w centrum.

Jaką temperaturę ma fotosfera i z czego wynika jej zróżnicowanie?

Widoczna tarcza, którą obserwujemy z Ziemi, to fotosfera. Jej średnia temperatura wynosi dokładnie 5778 K, co odpowiada 5505 °C. To właśnie ta warstwa emituje większość światła widzialnego docierającego do naszej planety. Jest przy tym stosunkowo cienka – ma około 400 km grubości.

Plamy słoneczne

Na powierzchni gwiazdy występują ciemniejsze obszary nazywane plamami słonecznymi. Są one chłodniejsze od otoczenia, temperatura potrafi tam spaść do około 4000 K. Powodem jest silne pole magnetyczne, które hamuje dopływ gorącej plazmy z wnętrza. Plamy te pojawiają się cyklicznie, w rytmie około 11-letniego cyklu słonecznego.

Pochodnie słoneczne

Z drugiej strony istnieją także jaśniejsze i gorętsze fragmenty fotosfery. Pochodnie słoneczne osiągają temperaturę nawet 6600 K. Pokazuje to, że nawet na powierzchni gwiazdy różnice lokalne sięgają ponad 2,5 tysiąca stopni. Ta niejednorodność jest bezpośrednio związana z aktywnością magnetyczną.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od fotosfery?

To jedna z największych zagadek heliofizyki. Korona słoneczna, rozciągająca się wysoko nad fotosferą, osiąga temperaturę od 1 do 2 milionów K, a w obszarach aktywnych nawet 20 milionów K. Tymczasem niżej położona widzialna powierzchnia ma zaledwie około 5505 °C. Taka różnica przeczy intuicji, że dalej od źródła ciepła powinno być zimniej.

W górnej części atmosfery znajduje się warstwa minimum temperaturowego, gdzie temperatura spada do około 4100 K. Dopiero powyżej niej następuje gwałtowny wzrost – warstwa przejściowa o grubości około 200 km podnosi temperaturę do blisko miliona kelwinów. Dalej rozpościera się korona i heliosfera, wypełniona wiatrem słonecznym.

Z badań wynika, że za podgrzewanie odpowiadają procesy magnetyczne. Linie pola magnetycznego naszej gwiazdy plączą się i rozrywają, a następnie łączą w zjawisku zwanym rekoneksją magnetyczną. Uwalniana wtedy energia trafia do plazmy. Dodatkowo znaczenie mają fale Alfvéna oraz pseudoszoki, które zmieniają gęstość materii w sposób nieciągły i przenoszą energię ku koronie.

Jak mierzy się temperaturę Słońca?

Bezpośredni pomiar termometrem nie wchodzi w grę, dlatego astronomowie korzystają z metod pośrednich. Widmo światła i fale przenikające wnętrze gwiazdy dostarczają danych o temperaturze poszczególnych warstw. Dzięki temu można badać zarówno fotosferę, jak i jądro bez fizycznego kontaktu.

Prawo Wiena i widmo światła

Zgodnie z prawem Wiena, długość fali odpowiadająca maksimum promieniowania zależy od temperatury obiektu. Im gorętsze ciało, tym bardziej przesuwa się ono w stronę barwy niebieskiej. Analiza barwy i widma pozwala ustalić, że widzialna powierzchnia ma około 5778 K. Dodatkowo prawo Stefana-Boltzmanna wiąże moc promieniowania z temperaturą, co potwierdza te obliczenia.

Heliosejsmologia

Do wnętrza gwiazdy zaglądamy dzięki heliosejsmologii. Metoda ta analizuje fale ciśnienia przechodzące przez plazmę, podobnie jak sejsmolodzy badają Ziemię po trzęsieniach. Na podstawie propagacji tych fal naukowcy odtwarzają gęstość, skład i temperaturę głębszych stref, w tym jądra. To właśnie stąd wiemy o wartości 15 mln K.