W jaki sposób słońce wytwarza energię?

Jest powód życia, że Ziemia jest jedynym miejscem w Układzie Słonecznym, gdzie życie jest znane, aby być w stanie żyć i rozwijać się. Przyznaję, naukowcy wierzą, że mogą istnieć mikrobowe, a nawet wodne formy życia żyjące pod lodowymi powierzchniami Europy i Enceladusa, lub w metanowych jeziorach na Tytanie. Ale na razie Ziemia pozostaje jedynym miejscem, o którym wiemy, że posiada wszystkie odpowiednie warunki do istnienia życia.

Jednym z powodów jest to, że Ziemia leży w Strefie Zamieszkiwalnej naszego Słońca (aka. „Strefa Goldilocks”). Oznacza to, że znajduje się we właściwym miejscu (ani za blisko, ani za daleko), aby odbierać obfitą energię słoneczną, która zawiera światło i ciepło niezbędne do reakcji chemicznych. Ale jak dokładnie nasze Słońce wytwarza tę energię? Jakie kroki są z tym związane i w jaki sposób dociera ona do nas tutaj na Ziemi?

Prosta odpowiedź brzmi, że Słońce, jak wszystkie gwiazdy, jest w stanie wytworzyć energię, ponieważ jest to w zasadzie masywna reakcja fuzji. Naukowcy uważają, że rozpoczęła się ona, gdy ogromny obłok gazu i cząsteczek (tj. mgławica) zapadł się pod wpływem własnej grawitacji – co znane jest jako Teoria Mgławicy. To nie tylko stworzyło wielką kulę światła w centrum naszego Układu Słonecznego, ale także uruchomiło proces, w którym wodór, zgromadzony w centrum, zaczął się łączyć, tworząc energię słoneczną.

Technicznie znany jako fuzja jądrowa, proces ten uwalnia niesamowitą ilość energii w postaci światła i ciepła. Ale dostarczenie tej energii z centrum naszego Słońca aż do Ziemi i dalej wymaga kilku kluczowych kroków. W końcu wszystko sprowadza się do warstw Słońca i roli, jaką każda z nich odgrywa w upewnianiu się, że energia słoneczna dociera tam, gdzie może pomóc w tworzeniu i podtrzymywaniu życia.

Rdzeń:

Rdzeń Słońca to region rozciągający się od centrum do około 20-25% promienia słonecznego. To właśnie tutaj, w jądrze, energia jest wytwarzana przez atomy wodoru (H) przekształcane w jądra helu (He). Jest to możliwe dzięki ekstremalnemu ciśnieniu i temperaturze panującej w jądrze, które szacuje się na odpowiednik 250 miliardów atmosfer (25,33 bilionów KPa) i 15,7 milionów kelwinów, odpowiednio.

Wynikiem netto jest fuzja czterech protonów (jąder wodoru) w jedną cząstkę alfa – dwa protony i dwa neutrony związane razem w cząstkę, która jest identyczna z jądrem helu. Z tego procesu uwalniane są dwa pozytony, a także dwa neutrina (które zmieniają dwa protony w neutrony) oraz energia.

Jądro jest jedyną częścią Słońca, która wytwarza znaczącą ilość ciepła w wyniku fuzji. W rzeczywistości, 99% energii produkowanej przez Słońce ma miejsce w obrębie 24% promienia Słońca. Po przekroczeniu 30% promienia fuzja ustaje niemal całkowicie. Pozostała część Słońca jest ogrzewana energią, która jest przenoszona z jądra przez kolejne warstwy, ostatecznie docierając do fotosfery i uciekając w przestrzeń jako światło słoneczne lub energia kinetyczna cząstek.

Słońce uwalnia energię w tempie konwersji masy na energię wynoszącym 4,26 miliona ton metrycznych na sekundę, co daje równowartość 384,6 septilionów watów (3,846×1026 W). Dla porównania, jest to odpowiednik około 9,192×1010 megaton trotylu na sekundę, czyli 1 820 000 000 carbomb – najpotężniejszej bomby termojądrowej, jaką kiedykolwiek zbudowano!

Strefa promieniowania:

Jest to strefa bezpośrednio przy jądrze, która rozciąga się na około 0,7 promienia słonecznego. W tej warstwie nie występuje konwekcja termiczna, ale materiał słoneczny w tej warstwie jest na tyle gorący i gęsty, że promieniowanie termiczne jest wszystkim, co jest potrzebne do przeniesienia intensywnego ciepła wytworzonego w jądrze na zewnątrz. Zasadniczo polega to na tym, że jony wodoru i helu emitują fotony, które pokonują niewielką odległość zanim zostaną ponownie pochłonięte przez inne jony.

Temperatury spadają w tej warstwie, przechodząc od około 7 milionów kelwinów bliżej jądra do 2 milionów na granicy ze strefą konwekcyjną. Gęstość również spada w tej warstwie stukrotnie od 0,25 promienia słonecznego do szczytu strefy radiacyjnej, od 20 g/cm3 najbliżej jądra do zaledwie 0,2 g/cm3 na górnej granicy.

Strefa konwekcyjna:

Jest to zewnętrzna warstwa Słońca, która obejmuje wszystko poza 70% wewnętrznego promienia słonecznego (lub od powierzchni do około 200 000 km poniżej). Tutaj temperatura jest niższa niż w strefie radiacyjnej, a cięższe atomy nie są w pełni zjonizowane. W rezultacie, radiacyjny transport ciepła jest mniej efektywny, a gęstość plazmy jest wystarczająco niska, aby umożliwić rozwój prądów konwekcyjnych.

Z tego powodu, wznoszące się komórki termiczne przenoszą większość ciepła na zewnątrz, do fotosfery Słońca. Gdy komórki te wzniosą się tuż pod powierzchnię fotosfery, ich materiał ochładza się, powodując wzrost gęstości. To zmusza je do ponownego opadnięcia do podstawy strefy konwekcji – gdzie zbierają więcej ciepła i cykl konwekcyjny trwa nadal.

Na powierzchni Słońca temperatura spada do około 5 700 K. Turbulentna konwekcja tej warstwy Słońca jest również przyczyną efektu, który powoduje powstawanie magnetycznych biegunów północnych i południowych na całej powierzchni Słońca.

To właśnie na tej warstwie występują plamy słoneczne, które pojawiają się jako ciemne plamy w porównaniu z otaczającym je regionem. Plamy te odpowiadają koncentracji w polu strumienia magnetycznego, która hamuje konwekcję i powoduje spadek temperatury w regionach na powierzchni w porównaniu z otaczającym je materiałem.

Fotosfera:

Na końcu znajduje się fotosfera, widoczna powierzchnia Słońca. To tutaj światło słoneczne i ciepło, które są wypromieniowywane i konwekcjonowane na powierzchni, rozchodzą się w przestrzeń kosmiczną. Temperatury w tej warstwie wahają się pomiędzy 4500 a 6000 K (4230 – 5730 °C; 7646 – 10346 °F). Ponieważ górna część fotosfery jest chłodniejsza niż dolna, obraz Słońca wydaje się jaśniejszy w centrum niż na brzegu lub krawędzi dysku słonecznego, w zjawisku znanym jako zaciemnienie krawędzi.

Fotosfera ma grubość od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów i jest również regionem Słońca, w którym staje się ono nieprzezroczyste dla światła widzialnego. Powodem tego jest zmniejszająca się ilość ujemnie naładowanych jonów wodoru (H-), które łatwo absorbują światło widzialne. I odwrotnie, światło widzialne, które widzimy, powstaje w wyniku reakcji elektronów z atomami wodoru, w wyniku której powstają jony H-.

Energia emitowana z fotosfery rozchodzi się następnie w przestrzeni kosmicznej i dociera do atmosfery Ziemi oraz innych planet Układu Słonecznego. Tutaj, na Ziemi, górna warstwa atmosfery (warstwa ozonowa) filtruje większość słonecznego promieniowania ultrafioletowego (UV), ale przepuszcza niektóre z nich na powierzchnię. Otrzymana energia jest następnie absorbowana przez powietrze i skorupę ziemską, ogrzewając naszą planetę i dostarczając organizmom źródła energii.

Słońce jest w centrum procesów biologicznych i chemicznych na Ziemi. Bez niego cykl życia roślin i zwierząt zakończyłby się, rytmy okołodobowe wszystkich stworzeń lądowych zostałyby zakłócone, a z czasem całe życie na Ziemi przestałoby istnieć. Znaczenie Słońca było uznawane od czasów prehistorycznych, a wiele kultur postrzegało je jako bóstwo (częściej jako główne bóstwo w swoich panteonach).

Ale dopiero w ciągu ostatnich kilku stuleci zrozumiano procesy, które zasilają Słońce. Dzięki badaniom prowadzonym przez fizyków, astronomów i biologów jesteśmy w stanie zrozumieć, w jaki sposób Słońce wytwarza energię i jak przekazuje ją do naszego Układu Słonecznego. Badania znanego nam wszechświata, z jego różnorodnością układów gwiezdnych i egzoplanet – pomogły nam również w dokonaniu porównań z innymi typami gwiazd.