Sunce

 

Sunce je središnja zvezda našeg planetarnog sistema – Sunčevog sistema. Osim planeta, oko njega kruže i asteroidi, komete, meteoroidi. Sunce je zvezda glavnog niza spektralnog tipa G2 (po Hercšprung-Raselovom dijagramu, koji prikazuje sjaj zvezda u odnosu na njihovu spektralnu klasu, koja odgovara njihovoj temperaturi), što znači da je nešto veće i toplije od prosečne zvezde, ali nedovoljno veliko da bi pripadalo tzv. zvezdama džinovima. Životni vek zvezda tog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina (Sunce je staro oko 4,6 milijardi godina, tako da se nalazi na sredini svog životnog ciklusa).

Sunce sija zahvaljujući termonuklearnoj fuziji koja se odvija u njegovom jezgru. Vodonik se pretvara u helijum, a oslobođena energija biva izračena sa površine u obliku elektromagnetnog zračenja, neutrina i, manjim delom, kao kinetička i toplotna energija čestica Sunčevog vetra i energija njegovog magnetnog polja. Zbog ekstremno visokih temperatura materija je u obliku plazme, zbog čega Sunce ne rotira kao čvrsto telo. Brzina rotacije je veća na ekvatoru nego u blizini polova, zbog čega dolazi do krivljenja linija magnetnog polja, erupcije gasa sa njegove površine i stvaranja Sunčevih pega i prominencija (protuberanci). Te pojave nazivaju se Sunčevom aktivnošću, a odvijaju se periodično u ciklusima prosečne dužine 11 godina (variraju u dužini, između 8 i 15 godina). Te promene obuhvataju: količinu izračene energije, brojnost i raspored pega, brojnost Sunčevih baklji, oblik i veličinu korone. Period najveće aktivnosti naziva se Sunčev maksimum i može trajati nekoliko godina, zavisno od aktivnosti pega i baklji.

Sunce se nalazi u galaksiji Mlečni put, na udaljenosti od oko 28000 svetlosnih godina od njenog središta. Da bi obišlo pun krug oko galaktičkog centra, potrebno mu je 220 miliona godina (od svog nastanka do danas Sunce je obišlo oko središta galaksije 20 puta).

 

sunce slika1

 

Struktura Sunca

Sunce delimo na veći broj slojeva, prema uslovima koji u njima vladaju. Granice između njih nisu jasno ocrtane i postoje prelazna područja. Sunce nema čvrstu površinu, pa se kao granica na kojoj počinje atmosfera uzima najviši sloj koji je još optički neproziran. Takođe, ne možemo ga tačno ograničiti, jer njegov gušći deo prelazi u ređu atmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem deluje Sunčev vetar. Sunce se sastoji od jezgra, fotosfere i atmosfere.

Jezgro

Jezgro se prostire do četvrtine poluprečnika Sunca, a iako zauzima samo 2% njegove ukupne zapremine, u njemu je koncentrisano oko pola ukupne mase Sunca. Ogroman pritisak (1016 Pa) i izuzetno visoka temperatura (15 000 000 °C) u jezgru pokreću termonuklearnu fuziji vodonika u helijum (spajanjem četiri atoma vodonika nastaje jedan atom helijuma), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice i energija u obliku gama zračenja.

Fotosfera

Fotosfera je vidljiva površina Sunca i ona emituje najveći deo njegove svetlosti koja direktno stiže do Zemlje. Debela je oko 400 km, njena temperatura kreće se od oko 10 000 °C na dnu do 5500 °C na vrhu, a gustina joj je 0,1% gustine vazduha na Zemlji. Fotosfera se sastoji od užarenih gasova u stanju plazme, oslobođenih iz Sunčevog jezgra. U površinskom sloju fotosfere gustina se smanjuje, a njena transparentnost povećava, pa zračenje napušta Sunce u vidu svetlosti. Spektografskim proučavanjem tog sloja naučnici su potvrdili da su glavne komponente Sunca vodonik i helijum.

Sunčeve pege su fenomen fotosfere. To su predeli gasa koji su mahom hladniji (4000 °C) od fotosfere, zbog čega se čini da su tamne. Sastoje se od polusenke, koja predstavlja periferni deo pege (najvreliji i najsjajniji deo Sunca) i senke, koja predstavlja središnji deo pege (najhladniji i najtamniji deo Sunca).

Atmosfera

Atmosfera se deli na hromosferu i koronu. Hromosfera je niži sloj, nalazi se iznad fotosfere i dostiže visinu od 5000 km. Znatno je ređa od fotosfere i nepravilnog je oblika. Sa porastom visine gustina atmosfere opada, ali temperatura raste – u nižim slojevima je 4500 °C, a u višim dostiže do 500 000 °C. Te promene gustine i temperature izražene su u prelaznom području između hromosfere i korone.

Protuberance, spikule i makrospikule su fenomen hromosfere. Protuberance su oblaci i slojevi gasa iz hromosfere koji putuju hiljadama kilometara do korone, gde pod uticajem magnetnih polja dobijaju oblik luka ili talasa. Na sličan način dolazi do pojave spikula. To su uspravni mlazovi gasa koji kuljaju iz hromosfere i obično dostižu visinu od 10 000 km. Potiču iz gornjih konvektivnih ćelija i mogu se podići sve do korone. Makrospikule su slične spikulama, ali obično dostižu visinu od 40 000 km. Vreme trajanja jedne spikule i makrospikule je oko 10 minuta.

Korona je viši sloj Sunčeve atmosfere (to je prsten koji se vidi za vreme potpunog pomračenja Sunca). Proteže se milionima kilometara iznad hromosfere, a temperatura u njoj dostiže 1 000 000 °C. Nije sasvim jasno zbog čega se događa taj porast temperature, a pretpostavka je da ga stvara strujanje gasa pod uticajem magnetnog polja. Na koroni postoje rupe ili regije male gustine, kroz koje gasovi izlaze u obliku Sunčevog vetra.

Spoljašnji delovi korone stalno gube masu u obliku Sunčevog vetra, struje čestica sastavljene uglavnom od elektrona i protona, izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva atmosfere. Sunce na taj način gubi oko 800 kg materije u sekundi. Iako je taj gubitak mase beznačajan, a gustina Sunčevog vetra mala, čestice se kreću velikom brzinom i izazivaju vidljive učinke u Sunčevom sistemu, kao što su polarna svetlost i usmeravanje repa komete suprotno od Sunca.

 

Osnovni podaci

Sunce je džinovska lopta gasova veoma velike gustine i visoke temperature. Glavni sastavni elementi Sunca su vodonik (H, 73,46%) i helijum (He, 24,58%), a preostalu masu čine elementi u tragovima, kao što su kiseonik (O, 0,77%), ugljenik (C, 0,29%), gvožđe (Fe, 0,16%), azot (N, 0,12%). Usled veoma visoke temperature i ekstremnog pritiska na Suncu svi ti elementi nalaze se u stanju plazme.

 

sunce slika

 

*Zanimljivost: Zemljino magnetno polje zarobljava čestice Sunčevog vetra i usmerava ih prema magnetnim polovima. Budući da se te čestice kreću brzinama od više stotina km∕s, pri sudaru sa česticama u Zemljinoj atmosferi dolazi do jonizacije gasa i pojave svetlosti. Ta pojava se uočava u polarnim područjima, zbog čega je dobila naziv polarna svetlost. Polarna svetlost koja se javlja na severnoj Zemljinoj polulopti naziva se aurora borealis, a ona koja se javlja na južnoj aurora australis. Ukoliko je Sunčeva aktivnost veća, pojačano delovanje njegovog vetra može dovesti do pojave polarne svetlosti i na manjim geografskim širinama.