Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

Słońce nie ma jednej temperatury – w jego jądrze panuje około 15 milionów stopni Celsjusza, a na widocznej powierzchni (fotosferze) jest ich blisko 5505. W koronie słonecznej temperatura skacze do 1–2 milionów stopni. Zapraszam do lektury, aby poznać dokładne wartości dla każdej warstwy gwiazdy.

Dlaczego Słońce nie ma jednej temperatury?

Słońce jest zbudowane z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i ma wyraźnie warstwową strukturę. W każdej warstwie panują inne warunki fizyczne – temperatura, gęstość i ciśnienie zmieniają się drastycznie. Dlatego pytanie o jedną liczbę bywa mylące.

Gdybyśmy chcieli podać jedną wartość, trzeba by wybrać konkretną warstwę. Najczęściej mówimy o temperaturze fotosfery, bo to ona emituje światło widzialne. Jej średnia temperatura efektywna wynosi 5778 kelwinów, co odpowiada 5505 stopniom Celsjusza.

Wewnątrz gwiazdy jest jednak znacznie goręcej, a w zewnętrznej atmosferze – paradoksalnie – również. Każda odpowiedź na pytanie o temperaturę Słońca wymaga więc doprecyzowania, o którą część gwiazdy chodzi.

Jaka temperatura panuje w jądrze Słońca?

W centrum naszej gwiazdy znajduje się obszar, w którym rodzi się niemal cała energia słoneczna. To jądro rozciąga się od środka do około 20–25% promienia Słońca. Panują w nim ekstremalne warunki, które umożliwiają syntezę termojądrową.

W jądrze Słońca temperatura sięga 15 milionów kelwinów, a na widocznej powierzchni wynosi 5778 K (5505°C). To różnica ponad 2700 razy.

15 milionów stopni i reakcje termojądrowe

Temperatura w jądrze Słońca osiąga około 15 milionów kelwinów, czyli blisko 15 milionów stopni Celsjusza. Gęstość materii sięga tam 150 g/cm³, a ciśnienie jest ogromne. W takich warunkach jądra wodoru łączą się w jądra helu, uwalniając energię. Proces ten nazywamy cyklem protonowym.

W każdej sekundzie Słońce przetwarza w jądrze około 620 milionów ton wodoru. Z tej masy około 4,26 miliona ton zamienia się w energię, zgodnie ze wzorem E=mc². Całkowita moc promieniowania gwiazdy wynosi 384,6 jottawatów (3,846 × 10²⁶ W). To właśnie ta energia ogrzewa Ziemię i napędza życie.

Jak energia z jądra trafia na powierzchnię?

Energia wytworzona w jądrze nie dociera do fotosfery natychmiast. Fotony promieniowania gamma są pochłaniane i ponownie emitowane przez plazmę co kilka milimetrów. W efekcie podróż pojedynczego fotonu z centrum do powierzchni trwa od 10 tysięcy do 170 tysięcy lat.

Inaczej zachowują się neutrina, które powstają w reakcjach termojądrowych. Niemal nie oddziałują z materią, dlatego opuszczają Słońce w zaledwie 2,3 sekundy. Dzięki temu niosą bezpośrednią informację o procesach zachodzących w jądrze.

Ile stopni ma widoczna powierzchnia Słońca?

Widoczna powierzchnia Słońca to fotosfera. To z niej pochodzi większość światła, które dociera do naszych oczu. Jej średnia temperatura wynosi 5778 K (5505°C). Ta warstwa ma grubość około 400 km i to w niej następuje przejście od wnętrza gwiazdy do atmosfery.

Fotosfera nie jest jednak idealnie jednorodna. Plamy słoneczne to obszary o temperaturze około 4000 K, przez co wydają się ciemniejsze od otoczenia. Z kolei pochodnie słoneczne osiągają nawet 6600 K. Różnice te wynikają z lokalnego pola magnetycznego.

Warto dodać, że przy powierzchni Słońca temperatura potrafi być niższa niż w wyższych warstwach atmosfery. Tuż nad fotosferą, na wysokości około 500 km, znajduje się najchłodniejszy obszar – warstwa minimum temperaturowego, gdzie spada ona do 4100 K. Dopiero powyżej zaczyna się gwałtowny wzrost.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od powierzchni?

Korona słoneczna to zewnętrzna atmosfera Słońca, rozciągająca się na miliony kilometrów. Jej temperatura wynosi od 1 do 2 milionów kelwinów, a w obszarach aktywnych dochodzi nawet do 20 milionów K. To zjawisko od dekad stanowi zagadkę dla heliofizyków.

Korona słoneczna ma temperaturę od 1 do 2 milionów kelwinów, choć w obszarach aktywnych osiąga nawet 20 milionów K. To kilkaset razy więcej niż fotosfera.

Paradoks korony słonecznej

Zwykle im dalej od źródła ciepła, tym temperatura jest niższa. W przypadku Słońca dzieje się inaczej – tuż nad fotosferą temperatura spada do wspomnianych 4100 K, ale potem rośnie do milionów stopni. Taka sytuacja nosi nazwę paradoksu korony słonecznej.

Naukowcy od około 80 lat próbują ustalić, co podgrzewa koronę. Energia nie pochodzi z przewodzenia ciepła od fotosfery, bo to byłoby zbyt mało. Zaproponowano dwa główne mechanizmy: fale magnetohydrodynamiczne i rekoneksję magnetyczną.

Fale magnetyczne i pseudoszoki

Badania kierowane przez prof. Abhisheka Srivastavę oraz polskich naukowców z UMCS (prof. Krzysztof Murawski) wykazały, że istotną rolę odgrywają tzw. fale pseudoszokowe. W takich falach w sposób nieciągły zmienia się gęstość plazmy, co może skutecznie ogrzewać koronę.

Wcześniej odkryto też fale Alfvéna, które przenoszą energię wzdłuż linii pola magnetycznego. Dzięki obserwacjom sondy Solar Orbiter zarejestrowano szybko przemieszczające się fale magnetyczne o średnicy około 10 000 km, które emitują wystarczająco dużo energii, aby wyjaśnić nagrzewanie atmosfery.

Rekoneksja magnetyczna jako dodatkowe źródło ciepła

Drugi mechanizm zakłada, że linie pola magnetycznego Słońca są nieustannie plątane i rozrywane. Gdy dochodzi do ich ponownego połączenia, czyli rekoneksji magnetycznej, uwalnia się ogromna energia. Może ona podgrzewać plazmę w koronie nawet do 20 milionów kelwinów.

Obserwacje z rakiet sondażowych wykazały lokalne skoki temperatury do 10 milionów K, co wspiera model grzania przez nanorozbłyski. Jest to seria małych zjawisk rekoneksji, których pojedynczo nie widać, ale łącznie dostarczają ogromne ilości ciepła.

Dla czytelności porównajmy temperatury w najważniejszych obszarach Słońca:

Jak zmierzyć temperaturę gwiazdy oddalonej o 150 milionów km?

Bezpośredni pomiar termometrem jest oczywiście niemożliwy. Naukowcy korzystają więc z praw fizyki, przede wszystkim z analizy promieniowania. Zgodnie z prawem Wiena kolor świecącego ciała zależy od jego temperatury – im gorętszy obiekt, tym krótsza długość fali, przy której emituje najwięcej energii.

Słońce świeci w zakresie żółto-zielonym, co odpowiada temperaturze efektywnej około 5778 K. Dodatkowo prawo Stefana-Boltzmanna pozwala powiązać całkowitą moc promieniowania z temperaturą powierzchni. Analizując widmo, można precyzyjnie określić temperaturę fotosfery.

Wnętrze gwiazdy bada się metodą heliosejsmologii. Polega ona na analizie fal ciśnienia rozchodzących się przez Słońce, podobnie jak fale sejsmiczne przenikają Ziemię. Częstotliwość i sposób propagacji tych fal pozwalają wnioskować o gęstości i temperaturze w jądrze. Dzięki temu wiemy, że w centrum panuje około 15 milionów kelwinów.