Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

W jądrze Słońca temperatura sięga około 15 milionów K, a na widocznej powierzchni – fotosferze – wynosi średnio 5778 K, czyli 5505 °C. Słońce nie ma więc jednej temperatury, bo każda jego warstwa działa w innych warunkach fizycznych. W dalszej części artykułu znajdziesz dokładne wartości dla jądra, fotosfery i korony oraz wyjaśnienie, jak naukowcy je wyznaczają.

Dlaczego pytanie o temperaturę nie ma jednej odpowiedzi?

Podanie pojedynczej liczby byłoby mylące, ponieważ temperatura we wnętrzu gwiazdy i w jej atmosferze różni się o miliony stopni. Podczas gdy w centrum panuje temperatura bliska 15 milionom stopni Celsjusza, zewnętrzne warstwy są znacznie chłodniejsze lub – paradoksalnie – znowu bardzo gorące. Taka zmienność wynika z różnych sposobów transportu energii oraz obecności pól magnetycznych.

Mówiąc o temperaturze gwiazdy centralnej Układu Słonecznego, trzeba więc wskazać konkretną warstwę. Uwagę zwykle kieruje się na jądro, fotosferę i koronę, ale naukowcy analizują także chromosferę czy warstwę przejściową. Różnice temperatury między nimi sięgają od około 4100 K w warstwie minimum temperaturowego do ponad 20 milionów K w koronie podczas silnej aktywności.

Jak gorące jest jądro Słońca?

Serce gwiazdy to jądro rozciągające się od centrum do około 20–25% promienia słonecznego. Jego temperatura dochodzi do około 15 milionów K, a gęstość osiąga około 150 g/cm³, czyli 150 razy więcej niż woda. W takich warunkach materia zachowuje się niemal jak gaz doskonały, choć ciśnienie jest ekstremalne.

Właśnie w tym obszarze zachodzi synteza termojądrowa, w której cztery jądra wodoru łączą się w jedno jądro helu. Podczas tej reakcji ubytek masy zamienia się w energię zgodnie z równaniem E=mc². W każdej sekundzie gwiazda przekształca około 620 milionów ton wodoru, a wyzwolona energia stopniowo wędruje na zewnątrz.

Moc emitowana przez gwiazdę to 384,6 jottawatów (3,846×10^26 W). Choć wydaje się ogromna, gęstość wytwarzania energii w jądrze jest stosunkowo niewielka – wynosi około 276,5 W/m³. To ogromne rozmiary gwiazdy, a nie intensywność pojedynczych reakcji, decydują o jej łącznej jasności.

Ile stopni ma fotosfera?

Widoczna tarcza Słońca to fotosfera, z której dociera do nas większość promieniowania. Jej średnia temperatura efektywna wynosi 5778 K, czyli 5505 °C, a grubość tej warstwy to zaledwie około 400 km. To ona decyduje o barwie i jasności naszej gwiazdy na niebie.

Plamy słoneczne

Fotosfera nie jest wszędzie jednakowo gorąca. Plamy słoneczne to obszary, w których temperatura spada do około 4000 K. Są ciemniejsze, bo silne pole magnetyczne ogranicza dopływ gorącej plazmy z wnętrza. Ich liczba zmienia się w 11-letnim cyklu aktywności, opisywanym m.in. liczbą Wolfa.

Pochodnie słoneczne

Obok chłodniejszych plam występują także pochodnie słoneczne. W tych jaśniejszych regionach temperatura może wzrosnąć do około 6600 K. Takie lokalne różnice pokazują, że nawet widoczna powierzchnia gwiazdy jest dynamiczna i zależna od aktywności magnetycznej.

Czemu korona słoneczna ma miliony stopni?

Najbardziej zaskakujący aspekt dotyczy korony, czyli rozległej zewnętrznej atmosfery naszej gwiazdy. Jej temperatura wynosi od 1 do 2 milionów K, a w czasie rozbłysków może lokalnie sięgać nawet 20 milionów K. Dzieje się tak mimo że fotosfera pod nią ma tylko około 5505 °C.

Wzrost temperatury z około 5505 °C na fotosferze do 1–2 milionów K w koronie to jedna z największych zagadek heliofizyki.

Rekoneksja magnetyczna

Silne pole magnetyczne Słońca odgrywa tu główną rolę. Linie pola bywają skręcane i rozciągane przez ruchy plazmy, a gdy łączą się ponownie, dochodzi do rekoneksji magnetycznej. Uwalnia ona energię, która podgrzewa otaczającą plazmę do wysokich wartości.

Fale Alfvéna

Drugim mechanizmem są fale Alfvéna, czyli fale magnetohydrodynamiczne przenoszące energię z niższych warstw atmosfery w kierunku korony. Obserwacje sondy Hinode i satelity IRIS pokazały, że fale poprzeczne i skręceniowe mogą wchodzić w rezonans i zamieniać energię fal w ciepło.

Pseudoszoki

W 2018 roku w czasopiśmie Nature Astronomy opisano też rolę fal pseudoszokowych, które zmieniają gęstość materii. Badania zespołu kierowanego przez Abhisheka Srivastavę, z udziałem polskich naukowców z UMCS w Lublinie, wskazały, że te zaburzenia mają potencjał ogrzewania korony. Nadal nie wyjaśniają one jednak całego zjawiska.

Jak mierzy się temperaturę gwiazdy?

Bezpośredniego termometru nie da się wysłać w głąb gwiazdy, dlatego naukowcy korzystają z analizy światła. Zgodnie z prawem Wiena, im wyższa temperatura ciała, tym krótsza długość fali, przy której emituje ono najwięcej promieniowania. Dzięki temu barwa gwiazdy zdradza temperaturę jej widocznej warstwy.

Całkowitą moc promieniowania opisuje z kolei prawo Stefana-Boltzmanna, które wiąże ją z czwartą potęgą temperatury. Na tej podstawie można potwierdzić, że widmo słoneczne odpowiada ciału o temperaturze około 5900 K. Linie absorpcyjne w widmie dostarczają dodatkowych informacji o składzie chemicznym i warunkach w fotosferze.

Do badania głębszych warstw służy heliosejsmologia. Metoda ta analizuje fale ciśnienia rozchodzące się we wnętrzu, podobnie jak sejsmolodzy badają Ziemię po trzęsieniach ziemi. Częstotliwość i droga fal ujawniają gęstość oraz temperaturę materii nawet w pobliżu jądra, potwierdzając wartość około 15 milionów K.