Ile stopni ma Słońce? Temperatura na powierzchni i w jądrze

W jądrze Słońca temperatura sięga około 15 milionów kelwinów, czyli blisko 15 milionów stopni Celsjusza. Widoczna powierzchnia, zwana fotosferą, ma średnio 5778 kelwinów (około 5505°C). W zewnętrznej koronie słonecznej temperatura potrafi wzrosnąć do 1–2 milionów kelwinów. W artykule wyjaśniamy, skąd biorą się te różnice i jak naukowcy je mierzą.

Ile stopni ma Słońce w poszczególnych warstwach?

Temperatura tej gwiazdy nie jest jednolita. Mowa o żółtym karle ciągu głównego o typie widmowym G2V, liczącym około 4,567 mld lat. Jego masa sięga 1,989 × 10³⁰ kg, a średnica to 1 392 684 km, czyli 109 razy więcej niż średnica Ziemi. Wewnątrz i w atmosferze temperatura zmienia się od 15 mln K w centrum do 4100 K w warstwie minimum temperaturowego.

Warto pamiętać, że kelwin i stopień Celsjusza różnią się tylko o 273,15. Przy milionach kelwinów ta poprawka ma znaczenie symboliczne. Dlatego fotosfera o temperaturze 5778 K ma 5505°C, a korona słoneczna z 2 mln K to niemal 2 000 000°C.

Profil termiczny najważniejszych warstw przedstawia się następująco:

Jak gorące jest jądro gwiazdy?

Centralna część tego obiektu to miejsce narodzin niemal całej energii. Obszar ten rozciąga się od środka do 20–25% promienia słonecznego i ma gęstość około 150 g/cm³, czyli mniej więcej 150 razy większą od gęstości wody. Materia ma tam postać plazmy złożonej z elektronów, protonów i jąder helu.

W centrum tej gwiazdy panuje temperatura 15 milionów kelwinów, a gęstość osiąga 150 g/cm³.

To właśnie w tych warunkach zachodzi synteza termojądrowa. W każdej sekundzie przetwarzane jest około 620 milionów ton wodoru, a część masy, około 4,26 miliona ton, zamienia się w energię. Dzięki temu gwiazda emituje moc 384,6 jottawata (3,846 × 10²⁶ W). Zgodnie z równaniem E=mc² to uwolnienie energii wyjaśnia jasność całego Układu Słonecznego.

Reakcje nie zachodzą równomiernie w całym wnętrzu. Aż 99% energii powstaje w obrębie 24% promienia, a od zasięgu 30% promienia synteza praktycznie zanika. Ciepło dalej wędruje przez warstwę promienistą i strefę konwektywną, a tachoklina rozdziela te dwie strefy.

Cykl protonowy i cykl CNO

Dominującym źródłem energii jest cykl protonowy, w którym cztery protony łączą się w jądro helu. Ten proces odpowiada za 99,2% energii. Pozostałe 0,8% pochodzi z cyklu CNO, w którym węgiel, azot i tlen działają jak katalizatory. Obie drogi prowadzą do przekształcania wodoru w hel, ale cykl protonowy ma największe znaczenie przy temperaturze i gęstości panujących w centrum.

Jak wędruje ciepło z jądra na zewnątrz?

Energia powstała w centrum nie dociera od razu do fotosfery. Promieniowanie gamma jest pochłaniane i ponownie emitowane co kilka milimetrów plazmy. Z tego powodu fotony mogą przedzierać się na powierzchnię od 10 000 do 170 000 lat. Neutrina, które zabierają około 2% energii, pokonują tę drogę w 2,3 sekundy.

Jaką temperaturę ma fotosfera i od czego zależy?

Warstwa, którą widzimy gołym okiem, to fotosfera o średniej temperaturze efektywnej 5778 K (5505°C). To ona emituje większość światła widzialnego. Mimo że w skali gwiazdy jest cienka – ma około 400 km grubości – pełni ważną rolę, bo zmienia się w niej ciśnienie z 16 do 0,68 kPa i temperatura z 7610 do 4465 K.

Temperatura fotosfery nie jest jednakowa. Występują w niej chłodniejsze i gorętsze obszary. Do najważniejszych należą:

• plamy słoneczne o temperaturze około 4000 K, chłodniejsze od otoczenia przez silne pole magnetyczne,
• pochodnie słoneczne, w których temperatura dochodzi do 6600 K,
• granule, czyli komórki konwekcyjne o rozmiarach rzędu 1000 km,
• obszary pociemnienia brzegowego, związane z tym, że skośne spojrzenie obejmuje chłodniejsze, wyższe warstwy.

Liczba plam słonecznych zmienia się w 11-letnim cyklu słonecznym, opisanym za pomocą liczby Wolfa i prawa Spörera. Rotacja różnicowa powoduje skręcanie linii pola magnetycznego i wpływa na całą aktywność magnetyczną tej gwiazdy.

Dlaczego korona słoneczna jest gorętsza od powierzchni?

Intuicja podpowiada, że im dalej od źródła ciepła, tym chłodniej. W atmosferze tego obiektu jest inaczej. Nad fotosferą leży najpierw warstwa minimum temperaturowego około 4100 K, potem chromosfera, w której temperatura rośnie do 20 000 K. Następnie cienka warstwa przejściowa podnosi temperaturę do około 1 mln K, a sama korona osiąga 1–2 miliony kelwinów, a w obszarach aktywnych nawet 20 mln K.

Korona słoneczna osiąga od 1 do 2 milionów kelwinów, mimo że fotosfera ma tylko 5778 kelwinów.

Takie zachowanie nazywa się problemem ogrzewania korony słonecznej i nurtuje heliofizyków od około 80 lat. Dziś wiadomo, że za wzrost temperatury odpowiadają zjawiska związane z polem magnetycznym i falami plazmy. Do najważniejszych hipotez należą pseudoszoki, fale Alfvéna oraz rekoneksja magnetyczna z nanorozbłyskami.

Fale pseudoszokowe

Badania opublikowane w Nature Astronomy, kierowane przez prof. Abhisheka Srivastavę, pokazały, że specyficzne fale pseudoszokowe mogą ogrzewać koronę. W zwykłej fali uderzeniowej plazma zmienia skokowo prędkość, ciśnienie i gęstość. W pseudoszoku zmienia się tylko gęstość. Prof. Krzysztof Murawski z UMCS wyjaśnia, że takie fale pojawiają się także w tsunami albo podczas kierowania strumienia wody na talerz. Model numeryczny atmosfery, przygotowany przez Dariusza Wójcika, pomógł uwzględnić te efekty.

Fale Alfvéna

Drugi mechanizm związany jest z falami magnetohydrodynamicznymi. Fale Alfvéna przenoszą energię z niższych warstw do korony i tam się rozpraszają. Obserwacje satelity Hinode oraz sondy Solar Orbiter z kamerą Extreme Ultraviolet Imager dostarczają dowodów, że szybkie fale magnetyczne wirują na powierzchni i mogą realnie podgrzewać atmosferę gwiazdy. Dane te analizują między innymi heliofizycy z Belgijskiego Obserwatorium Królewskiego.

Rekoneksja magnetyczna i nanorozbłyski

Trzeci proces to gwałtowne łączenie się linii pola magnetycznego, czyli rekoneksja magnetyczna. Uwalniana wtedy energia podgrzewa plazmę w koronie. Zamiast jednego dużego rozbłysku może też występować wiele małych nanorozbłysków, które sumarycznie dostarczają dużej ilości ciepła. Pomiary z rakiet sondażowych wykazały lokalne skoki temperatury do 10 mln K, co wspiera ten scenariusz.

Korona stale rozprasza się w przestrzeni jako wiatr słoneczny. Tworzy on heliosferę rozciągającą się do heliopauzy oddalonej o około 100 jednostek astronomicznych.

Jak mierzy się temperaturę Słońca i czy piorun bywa gorętszy?

Bezpośredni pomiar temperatury wnętrza gwiazdy nie jest możliwy. Astronomowie stosują więc analizę widma i heliosejsmologię. W pierwszej metodzie kolor i rozkład promieniowania zdradzają temperaturę. Prawo Wiena wskazuje, że długość fali maksymalnego promieniowania jest odwrotnie proporcjonalna do temperatury. Z kolei prawo Stefana-Boltzmanna łączy całkowitą moc promieniowania z temperaturą powierzchni.

Analiza widma

Światło fotosfery ma maksimum natężenia w okolicy 500 nm, co odpowiada ciału doskonale czarnemu o temperaturze około 5900 K. W widmie widać linie Fraunhofera, dzięki którym można badać skład chemiczny i warunki w atmosferze. To właśnie analiza widma pozwoliła w 1868 roku Normanowi Lockyerowi odkryć hel w atmosferze tej gwiazdy, zanim pierwiastek ten znaleziono na Ziemi.

Heliosejsmologia

Wnętrze można z kolei poznać dzięki falom ciśnienia rozchodzącym się w plazmie. Heliosejsmologia działa podobnie jak sejsmologia ziemska, tylko zamiast trzęsień ziemi bada oscylacje słoneczne. Częstotliwość tych fal zależy od gęstości, składu i temperatury, dlatego pozwala wnioskować o warunkach panujących w jądrze i strefie promienistej.

Porównanie z piorunem i eksperymentem ALICE

Czasami można spotkać pytanie, co jest gorętsze – Słońce czy piorun. Powierzchnia gwiazdy ma 5505°C, a wyładowanie atmosferyczne potrafi być znacznie bardziej energetyczne pod względem napięcia. Badania GRAPES-3 z użyciem mionów wykazały, że potencjał elektryczny chmury burzowej przekracza 1 miliard woltów. W przeliczeniu na energię elektronów mówi się nawet o wartościach rzędu 1 biliona kelwinów, ale to porównanie ma umowny charakter ze względu na brak równowagi termodynamicznej w plazmie pioruna.

Jeszcze wyższe temperatury osiągane są sztucznie w CERN. Eksperyment ALICE zderza jony ołowiu i tworzy plazmę kwarkowo-gluonową o temperaturze około 5 bilionów stopni Celsjusza. To wielokrotnie więcej niż w jądrze Słońca. W 2026 roku nadal są to jedne z najwyższych wartości uzyskanych w kontrolowanych warunkach laboratoryjnych.