Odpowiedź brzmi: to zależy, czy jesteś fotonem, neutrinem, czy może jonem lub elektronem.
Wbrew pozorom fotony wcale nie mają najłatwiej. Cząstki te powstają głęboko w słonecznej czeluści i zanim dotrą do zewnętrznej warstwy Słońca, muszą wiele razy umrzeć i narodzić się na nowo. A podczas każdego żywota przemierzają drogę długości zaledwie kilku milimetrów.
Z otchłani
Jądro słoneczne, w którym powstają fotony, to kula ekstremalnie zagęszczonej materii. Zajmuje ona około 1% objętości gwiazdy, ale więzi przynajmniej jedną trzecią jej masy. Zwykła, „ziemska” materia, choć może się nam wydawać solidna, jest de facto ażurową siatką – elektrony krążą tu wokół atomowych jąder po absurdalnie odległych orbitach. W sercu Słońca nie ma mowy o takim marnotrawstwie przestrzeni: elektrony i protony tłoczą się tam w grawitacyjnym ścisku, który zmusza je do przezwyciężenia niechęci, jaka od niepamiętnych czasów panuje między ładunkami ujemnymi a dodatnimi. Taką zupę z rozbitych na elektrony i jądra atomów nazywa się plazmą.
Masa litra plazmy ze słonecznego jądra wynosi około 150 kg. Gdyby statystyczny 70-kilogramowy Polak był zbudowany z takiego materiału, ważyłby 12 ton (a statystyczna Polka o 2 tony mniej). Ciśnienie w środku Słońca szacuje się na 248 mld barów, czyli 248 bilionów hektopaskali. Jeśli dodamy do tego temperaturę 15 mln stopni Celsjusza, to otrzymamy iście piekielne kłębowisko, w którym kotłują się uwięzione fotony.
Jądro słoneczne nie jest jednolite. Składa się (oprócz niewielkiej domieszki innych pierwiastków) z wodoru i helu, ale w różnych proporcjach. W zewnętrznej warstwie są to dwie trzecie wodoru na jedną trzecią helu, w wewnętrznej zaś odwrotnie, tj. jedna trzecia wodoru na dwie trzecie helu. Różnica ta to efekt nieustannie zachodzącej w słonecznej głębinie fuzji termojądrowej, czyli reakcji, w wyniku której jądra wodorowe łączą się i powstają cięższe jądra helowe gromadzące się w centrum gwiazdy. Produktem fuzji są także wysokoenergetyczne fotony gamma. Fotony, jak wiadomo, lubią latać prosto jak strzelił, z prędkością światła. Jednak w gęstym jądrze nie ma warunków na podobne swawole. Przelatują więc one najwyżej kilka milimetrów, po czym zderzają się z pobliskim atomem, zostają przez niego zaabsorbowane i natychmiast znów wypromieniowane – najczęściej w zupełnie innym kierunku. Sytuacja ta powtarza się niezliczoną ilość razy, zanim foton tułacz przedostanie się do kolejnego piekielnego kręgu.
Ten krąg to strefa promienista. Fuzja termojądrowa już tu nie zachodzi, nie jest też aż tak gorąco jak w jądrze, ale bez wątpienia ciepło – co najmniej 2 mln stopni Celsjusza. Fotony gamma nadal błąkają się w gęstwinie plazmy, a jednak w tej strefie za każdym odbiciem tracą nieco ze swojej energii, czyli długość ich fali rośnie. Ta chaotyczna wędrówka może trwać około 170 tys. lat (jak podaje prof. Lindy Elkins-Tanton z Arizona State University). Po tym czasie cząstki wydostają się ze strefy promienistej – już nie jako wysokoenergetyczne fotony gamma, lecz jako fotony światła widzialnego.
Gorąca zupa ryżowa
Od powierzchni gwiazdy i upragnionej wolności dzieli foton jeszcze ostatnia warstwa: strefa konwektywna. Energia przenoszona jest tam poprzez konwekcję, czyli przesuwanie się mas materii – trochę jak w czajniku z wrzącą wodą. W tym obszarze Słońca warunki są mniej ekstremalne, od wewnątrz do zewnątrz temperatura spada tu od 2 mln do około 5,8 tys. stopni Celsjusza. Materia staje się mniej gęsta, dlatego choć na strefę konwektywną przypada prawie 30% promienia gwiazdy i 66% jej objętości, to pod względem masy jest to zaledwie kilka procent. Plazma, a razem z nią fotony pną się więc ku górze. Dotarcie do powierzchni zajmuje im trzy miesiące. W tej wspinaczce plazma przyjmuje formę granuli – szerokich na 1400 km słupów. Dlatego powierzchnia Słońca wydaje się ziarnista – jak to ujął Carl Gauss: przypomina gotującą się zupę ryżową.
Tak oto osiągnęliśmy powierzchnię Słońca, czyli fotosferę. Nasz foton – po uwięzieniu w jądrze, tułaczce w strefie promienistej i powolnej wspinaczce przez strefę konwektywną – jest wreszcie wolny. Frunie więc w przestrzeni ku odległym gwiazdom. Albo zmierza do pobliskiej Ziemi, by po 8 minutach dotrzeć do naszej planety, przelecieć przez jej cieniutką atmosferę, odbić się od czytanego przez Ciebie „Przekroju” i wlecieć przez Twoją źrenicę, a następnie paść na światłoczułą komórkę siatkówki. Warto przy okazji dodać, że foton ten nie wpadnie już do żadnego innego oka. To właśnie dla Ciebie i tylko dla Ciebie urodziło go Słońce.
Magnetyczna spódnica
Cząstki kolejnego rodzaju, czyli jony i elektrony wchodzące w skład plazmy, również mają pewną szansę na ucieczkę, jeśli proces konwekcji wyniesie je do atmosfery Słońca. Z fotosfery mogą się bowiem dostać do chromosfery, czyli nieco wyżej położonej warstwy, a następnie do korony – rozległej zewnętrznej rubieży atmosfery słonecznej.
Korona to warstwa zdumiewająca, bo choć rozpoczyna się kilka tysięcy kilometrów nad powierzchnią Słońca, to jest od tej powierzchni wielokrotnie gorętsza. Temperatura przekracza tu 1 mln stopni Celsjusza. Dlaczego? Nad tym głowią się najtęższe astrofizyczne umysły.
W gorącej koronie początek ma wiatr słoneczny, czyli pędząca masa jonów i elektronów rozsyłana na wszystkie strony przez Słońce. Wiatr ten, podobnie jak wnętrze Słońca, składa się z plazmy, czyli atomów (głównie wodoru i helu) rozbitych na składniki: elektrony i jądra atomów. Cząstki te są elektrycznie naładowane (dodatnio i ujemnie), ale suma ich ładunków pozostaje elektrycznie obojętna. Plazma w wietrze słonecznym jest bardzo rozrzedzona, może to być zaledwie kilka atomów na metr sześcienny, lecz pędzi w przestrzeń z olbrzymią prędkością, bo około 400 km/s. Nazwa „wiatr słoneczny” brzmi poetycko i subtelnie, jednak w istocie jest to nie lada potęga. W każdej sekundzie od Słońca odrywa się w tej formie aż 1 mln ton materii.
Jako plazma składająca się z naładowanych cząstek wiatr słoneczny niejako przedłuża i potęguje pole magnetyczne Słońca – tworzą razem materialno-magnetyczną strukturę. A ponieważ Słońce wraz ze swoim polem magnetycznym kręci się wokół własnej osi (pełen obrót trwa 25 dni), wiatr słoneczny nie rozchodzi się promieniście, tylko układa się – jak to się czasem opisuje – na podobieństwo wirującej spódnicy tancerki albo – jak chcą inni – kropel wody z obrotowego spryskiwacza w ogrodzie.
Po takiej właśnie spiralnej trajektorii fruną uciekające ze Słońca elektrony i jony, tworząc heliosferę – wielką strefę dominacji wiatru słonecznego. W przybliżeniu można przyjąć, że jej promień to nieco ponad 120 AU, czyli jednostek astronomicznych (1 AU to średnia odległość Ziemi od Słońca), co wystarcza do tego, by heliosfera obejmowała wszystkie znane słoneczne planety razem z olbrzymim zapasem.
Szok końcowy i jeszcze dalej
Warto poświęcić odrobinę uwagi heliosferze. Jest to – można powiedzieć – łódź, którą Układ Słoneczny, z nami na pokładzie, płynie w przestrzeni kosmicznej. Przestrzeń tę wypełnia ośrodek międzygwiazdowy – wodór z domieszką helu oraz odrobiną tlenu, węgla i azotu. Gęstość tej kosmicznej materii jest niewielka (na Ziemi uchodziłaby za próżnię), ale mimo wszystko nie zerowa. Im dalej od Słońca, tym bardziej wiatr słoneczny rzednie, jego ciśnienie maleje i coraz słabiej stawia czoła ciśnieniu ośrodka międzygwiazdowego, z którym się zderza. Dochodzi do punktu, w którym nieuchronnie musi ulec. Szybkość wiatru słonecznego spada wówczas gwałtownie – w miejscu zwanym szokiem końcowym.
Aby to sobie wyobrazić, możemy odkręcić wodę w pustym zlewie i obserwować jej ruch. Łatwo zauważymy coś w rodzaju „szoku końcowego”. Po zderzeniu z dnem zlewu woda rozchodzi się na wszystkie strony, tworząc początkowo gładki, płytki okrąg. Jednak w promieniu kilku lub kilkunastu centymetrów zauważymy garb, za którym lustro staje się pofałdowane.
W podobny sposób wiatr słoneczny zderza się z ośrodkiem międzygwiazdowym. Sondy kosmiczne Voyager 1 i Voyager 2 zbadały tę barierę na miejscu. Plazma wiatru słonecznego spowalnia, gęstnieje, a przez to się rozgrzewa – mamy w tym miejscu coś w rodzaju błony. Nie jest to granica idealnie nieruchoma, ale raczej pulsująca i nieregularna, co wynika choćby z tego, że zależy od pola magnetycznego Słońca, ono zaś jest zmienne, by nie powiedzieć – kapryśne.
Po zewnętrznej stronie szoku końcowego w wietrze słonecznym zdarzają się turbulencje, lecz prędkość cząstek jest już znacznie niższa, aż nadchodzi moment, w którym ośrodek międzygwiazdowy zyskuje nad emitowaną przez Słońce materią niekwestionowaną przewagę. Jest to heliopauza, czyli koniec heliosfery. Co do kształtu całości heliosfery to nie została ona jeszcze dokładnie zbadana, ponieważ zaledwie dwie sondy kosmiczne dotarły jak dotąd do jej granic. Zazwyczaj przyjmuje się, że szok końcowy ma powierzchnię zbliżoną do sfery. Obszar między szokiem końcowym a heliopauzą też jest – wedle niektórych modeli – sferą, tyle że bardzo wydłużoną z jednej strony, jak ogon komety. Ogon ten zostaje w tyle za heliosferą, gdy ta płynie przez ośrodek międzygwiazdowy. Według innych przypuszczeń heliosfera ma dwa ogony – przypomina rogalik albo wielkiego kosmicznego niesporczaka z podwiniętymi łapkami.
Po przynajmniej kilku latach szybowania cząstka wiatru słonecznego może opuścić ten rogalik, czyli wylecieć z heliosfery, aby stać się częścią ośrodka międzygwiazdowego. W tym momencie ucieczkę ze Słońca należy uznać za udaną. Jednak bardzo niewielkiemu fragmentowi materii gwiazdy uda się ta sztuka. Podczas całego żywota Słońca z wiatrem słonecznym czmychnie zaledwie ułamek procentu jego masy. Co do pozostałej olbrzymiej większości to jej los będzie następujący: za 5 mld lat Słońce spuchnie, zmieniając się w czerwonego olbrzyma, który po kolejnym miliardzie lat się podzieli. Jądro (czyli około jedna trzecia masy) zapadnie się jeszcze bardziej, by stać się gorącym białym karłem. Reszta gwiazdy utworzy zaś mgławicę planetarną, tj. chmurę materii, która szybko rozwieje się po przestrzeni kosmicznej…
Cząstki duchy
I to właściwie wszystko w kwestii możliwości ucieczki ze Słońca. Chociaż należałoby jeszcze wspomnieć o neutrinach, czyli cząstkach duchach, które podobnie jak fotony powstają w słonecznym jądrze w wyniku fuzji termojądrowej. Neutrina nie wchodzą niemal wcale w interakcje z materią, nie grzęzną bezradnie w plazmie, tylko od razu wylatują ze Słońca z prędkością światła. Bez kłopotu mkną przez kolejne warstwy tej gwiazdy, po czym z jeszcze większą łatwością i beztroską przenikają przez Ziemię. Również przez Ciebie, Droga Czytelniczko i Drogi Czytelniku. Miliony neutrin, które uciekły ze Słońca, przeleciały przez Twoje ciało podczas lektury tego artykułu w sposób doskonale dyskretny. Fascynujące, nieprawdaż?
Czytaj również:
