Sunce

Sunce je samo jedna od preko 100 mijijardi zvezda u našoj galaksiji. Ni po veličini, ni po sjaju, ni po ostalim osobinama Sunce se ne ističe među zvezdama. Bez obzira na to, zahvaljujući njemu, Sunce je dalo život našoj planeti, i bez njega on ne bi mogao da opstane. Toga su bili svesni i drevni narodi, tako da i gotovo nema civilizacije u kojoj Suncu nije pripisivan božanski karakter.

Prema spektralnoj klasifikaciji Sunce spada u žute zvezde spektralne klase G2. Na poznatom Hertzsprung-Russellovom dijagramu ono se sada nalazi u središnjoj oblasti glavne grane, gde će ostati još oko pet milijardi godina, što iznosi oko polovinu njegovog životnog veka.

Ono što Sunce razlikuje od planeta su njegove ogromne dimenzije, masa, gravitacija, temperatura i ogromna energija koju ono emituje u okolni protor i zagreva planete. Sunce, kao i sve zvezde, poseduje termonuklearni izvor energije.

Oblik Sunca je sferan, a njegov poluprečnik iznosi oko 696.000km, odnosno 109 puta veći od poluprečnika naše planete. Zapremina Sunca je 1,3 miliona puta veća od zapremine Zemlje.

Sunce rotira oko ose koja sa normalnom na ravan ekliptike zaklapa ugao od 7,2o. U proseku ono se oko svoje ose obrne jednom u 27 dana, što ga svrstava u zvezde koje sporo rotiraju. Različiti delovi Sunca rotiraju različitim brzinama. Ovakav način rotacije Sunca jedan je od dokaza da ono nije kruto telo već da predstavlja gasovitu sferu. Ova vrsta rotacije gasovitih tela naziva se diferencijalna (zonska). Oblasti oko ekvatora rotiraju brže i za jedan obrt im je potrebno 25 dana (periferijska brzina iznosi 2 km/s) dok je oblastima na širini od oko 60o heliografske širine period rotacije oko 29 dana (periferijska brzina je ovde 0,87km/s). Prema tome, brzina rotacije opada od ekvatora ka polovima. Postojanje razlika u brzini rotacije razlišitih zona na Suncu utvrđeno je na osnovu posmatranja dugotrajnih nehomogenosti koje se javljaju na njegovoj površini kao i na osnovu Doplerovih pomaka spektralnih linija. Sličnu ovakvu diferencijalnu rotaciju, u našem komšiluku, imaju Jupiter i Saturn Slična pojava uočava se i u Zemljinoj atmosferi i okeanima. Treba napomenuti i to da ne rotiraju sve zvezde na ovakav način, postoje pretpostavke da neke zvezde rotiraju tako da im oblasti oko ekvatora rotiraju većom brzinom nego polarne oblasti.

Zbog kretanja Zemlje oko Sunca vidljiv period ekvatora ne iznosi, kako je rečeno, 25 dana već 27 dana – to je sinodički period rotacije.

Sunce ima masu od 1,99·1030kg, odnosno 333.000 puta veću masu od Zemlje. Na Sunce odlazi oko 99,866% ukupne mase Sunčevog sistema a ono je 750 puta masivnije od svih ostalih planeta zajedno. Zbog stalng emitovanja elektromagnetnog i korpuskularnog zračenja, koje nastaje kao posledica nuklearne fuzije masa, u okolni prostor Sunce svake godine smanji svoju masu za 1,5·1017kg.

Masa i zapremina nekog tela određuju njegovu prosečnu gustinu. Pojedini delovi tela imaju različinu gustinu od prosečne. ali prosečna gustina upućuje na stanje tela u celini. Prosečna gustina Sunca iznosi 1408 kg/m3, što je skoro četiri puta manje od gustine Zemlje. Sunce je izgrađeno od usijanog gasa, koji se sastoji uglavnom od vodonika i helijuma. Na vodonik otpada oko 73,4% ukupne mase (92% broja atoma), a na helijum 25% mase (7,8% broja atoma). Ostali elementi (kiseonik, ugljenik, gvožđe, azot, neon itd) zastupljeni su sa nešto preko 1% Sunčeve mase.

Na slici prikazana je zavisnost temperature i gustine od rastojanja od centra Sunca prema predviđanju Standardnog modela. Treba obratiti pažnju na to kako gustina u početku naglo opada, a kasnije je smanjenje gustine sve sporije i sporije kako se rastojanje približava rastojanju fotosfere, oko 700.000 km od centra. Prosečna gustina kreće se od 1,6·105 kg/m3 u jezgru, preko 1.000 kg/m3 na rastojanju od 350.000 km, do granice fotosfere sa gustinom od 2·10-4 kg/m3 (10.000 puta manja gustina od gustine vazduha. Zbog ogromne gustine jezgra u u prvoj polovini radijusa Sunca koncentrisano 90% ukupne mase. Sa udaljavanjem od fotosfere gustina nastavlja da opada i u spoljnjim delovima korone pada na 10-23 kg/m3, gustina najboljeg vakuma koji je moguće postići na Zemlji.Sunce je usijano telo koje zrači sopstvenu energiju. Svake sekunde Sunce u okolni prostor izrači 3,86·1026J energije (odnosno njegova luminoznost iznosi 3,86·1026 J/s). Samo jedan mali, dvomilijarditi, deo ove energije dospeva na Zemlju. Najveći deo zračenja Sunce emituje u obliku elektromagnetnog zračenja (i to najviše u optičkom delu spektra, sa talasnim dužinama između 400 i 800 nm), a mnogo manji deo otpada na korpuskularno zračenje.




Elektromagnetno zračenje, koje do nas dospeva, potiče sa relativno tankog površinskog sloja. Dublji slojevi Sunca su neprozračni, čak i za najjače gama i x zračenje, zbog njihove velike debljine. Iz tog razloga unutrašnjost Sunca nije dostupna posmatranjima, već se o njoj prosuđuje na osnovu teorijskih modela.

Jedan takav model, koji se, uz neophodne korekcije, i danas smatra kao prihvatljiv, dao je 1964. godine R. Sears. Ovaj model primenljiv je za zvezde čija staros iznosi oko 4,5 milijardi godina, sa masom, dimenzijama, sjajem i hemijskim sastavom koji odgovaraju Suncu. Prema ovom modelu temperatura u jezgru Sunca iznosi 15·106 K, gustina oko 1,6·105 kg/m3 i pritisak oko 3,4·1016 N/m2. Gustina Sunca u jezgru je 15 puta veća od gustine olova. Zbog visokih temperatura atomi su potpuno jonizovani, tako da su atomska jezgra, bez elektrona, zbijena vrlo gusto što dovodi do višestruko veće gustine od čvrstih tela na Zemlji. Dimenzije jezgra vodonika i helijuma su oko 100 iljada puta manje od dimenzija odgovarajućih atoma pa, bez obzira na veliku zbijenost jezgra i veću gustinu supstance, čestice u središtu Sunca imaju na raspolaganju veći međuprostor od atoma u strukturi čvrstih tela. Ovo je osnovni razlog zbog čega se ne kaže da se supstanaca Sunca ne nalazi u čvrstom agregatnom stanju, već u stanju gasne plazme (ovo stanje se ponekad naziva četvrtim agregatnim stanjem).



svetnauke.org

U poređenju sa sličnim događajima na Zemlji – olujama, plimskim talasima, uraganima, snažnim vulkanskim erupcijama i zemljotresima – procesi na Suncu su mnogo bogatiji energijom. Sunce na neki način stalno proizvodi ogromne količine energije, a na osnovu fosilnih ostataka na Zemlji može se zaključiti da ono to radi poslednjih nekoliko milijardi godina. Šta daje snagu Suncu? Koje sile deluju u centru naše zvezde i omogućavaju joj da sija? Koji procesi zagrevaju Sunce dan za danom, godinu za godinom, milenijum za milenijumom? Traganje za odgovorima na ova pitanja je jedan od najbitnijih zadataka astronomije. Bez tih odgovora nemoguće je razumeti niti fizičko postojanje zvezda, niti galaksija, a još manje biološko postojanje života na Zemlji.


Nastanak energije

Kao što je poznato masa Sunca iznosi 2·10(na)30 kg, a ukupna energija koju ono zrači iznosi oko 4·10(na)26J. Efikasnost Sunca može se lako dobiti jednostavnim deljenjem ove dve vrednosti. Tako se dobija daono zrači 2·10(na)-4 J/kg, odnosno 0,0002 J energije svake sekunde. Ovo uopšte nije velika količina energije, komad zapaljenog drveta daje milion puta veću energiju po jedinici mase u svakoj sekundi sagorevanja. Ali, postoji jedna vrlo bitna razlika: Ko je video drvo koje neprekidno gori milijardama godina?

Da bi videli koliku količinu energije Sunce stvarno oslobađa u okolni prostor moramo da posmatramo ukupnu energiju koju ono emituje tokom čitavog života. Ovo je vrlo jednostavno izračunati, a vrednost koja se dobija je 3·10(na)13J/kg. Ovaj broj predstavlja prosečnu energiju koju je emitovao svaki kilogram mase Sunca od kad je ono nastalo, ustvari to je samo minimalna energija. Sunce svakog dana emituje novu energiju. Kako se procenjuje da će Sunce sijati još narednih pet milijardi godina , ukupna energija koju će ono osloboditi tokom celog svog života biće duplo veća.

Odnos mase Sunca i energije je ogroman. Trideset biliona džula energije oslobodilo se iz svakog kilograma materije Sunca od njegovog nastanka do danas. Ali, nastanak energije u Suncu nije eksplozivan, ne oslobađa se ogromna količina energije u kratkom vremenskom intervali. Nasuprot, ovaj proces je spor ali stabilan, i on omogućava uniformno i dugotrajno snabdevanje Sunca neophodnom energijom. Samo jedan poznat mehanizam nastanka energije može održavati snagu Sunca na ovakav način. Taj proces poznat je pod nazivom nuklearna fuzija, spajanje lakših jezgra i nastanak težih.



svetnauke.org

Tipična fuziona reakcija može se prikazati jednačinom:

jezgro 1 + jezgro –> jezgro 3 + energija

U ovoj jednačini za Sunce je najbitnija energija. Osnova celog procesa je to da se u fuzionoj reakciji ukupna masa čestica koje reaguju smanjuje: masa jezgra 3 je manja od zbira maza jezgra 1 i jezgra 2. Da bi ovo razumeli, podsetimo se jednog od najvažnijih zakona u fizici – zakona održanja mase i energije. Ajnštajn je, početkom XX veka, da materija i energija mogu naizmenično prelaziti iz jednog oblika u drugi.

Veza između mase i ekvivalentne energije data je čuvenom relacijom:

E = mc(na)2

Na osnovu jednačine se vidi da je 1 kg materije ekvivalentan energiji od 9·10(na)16J. Brzina svetlosti je toliko velika da je i vrlo mala masa ekvivalentna ogromnoj količini energije. Zakon održanja mase i energije predviđa da suma mase i energije u nekom sistemu uvek ostaje konstantna. Ne postoje nikakvi poznati izuzetci ovog zakona. Prema ovom zakonu, neki objekat može doslovno da nestane, a njegovo mesto će zauzeti odgovarajuća količina energije. Ako bi, na primer, neki mađioničar izveo da zec neki zec stvarno nestane, bljesak nastale energije bio bi toliko jak da bi uništio mađioničara, publiku, pa i čitav okolni grad. U slučaju fuzionih reakcija razlika u masama između produkata reakcije i reaktanata se pretvara u ekvivalentnu energiju, pretežno u obliku elektromagnetnog zračenja. Svetlosna energija koju vidimo da dolazi sa Sunca nastala je upravo na takav način, a to znači da se masa Sunca polako smanjuje.


Proton-proton ciklus

Sva atomska jezgra su pozitivno naelektrisana, a kao što je svima poznato, ista naelektrisanja se međusobno odbijaju. Osim toga, što se dva jezgra nalaze na manjem međusobnom rastojanju sila odbijanja između njih je veća. Kako je onda uopšte moguće da se dva jezgra, npr dva protona, međusobno sjedine i formiraju neko novo, teže, jezgro? Ako se dva protona pre sudara kreću malim relativni brzinama oni će se odbijati, ali ako se isti ti protoni sudare dovoljno velikim brzinama, može doći do kvantnog efekta tunelovanja, jedan proton će bukvalno uleteti u drugi i tako će se oni naći na rastojanju manjem od radijusa dejstva jake nuklearne sile. Na rastojanju manjem od 10(na)-15m jačina privlačenja nuklearnih sila prevazilazi jačinu elektrostatičkog odbijanja i dolazi do fuzione reakcije. Brzina koja je potrebna za odigravanje jednog ovakvog sudara veća je od nekoliko stotina kilometara u sekundi. Toliko veliku brzinu protoni mogu posedovati tek na temperaturi od oko 10(na)7K. Upravo ovakvi uslovi vladaju u jezgru Sunca i drugih zvezda.

Na toliko visokim temperaturama dva protona mogu da interaguju i pri tome nastaje drugi proton, neutron i dve nove elementarne čestice.



Čestica koja je označena sa e+ naziva se pozitron. To je, ustvari, pozitivno naelektrisan elektron. Sve osobine pozitrona identične su odgovarajućim osobinama elektrona (masa, količina naelektrisanja), razlika je jedino u vrsti naelektrisanja – elektron je naelektrisan negativno a pozitron pozitivno. Ovakve čestice, koje se samo razlikuju u vrsti naelektrisanja koje nose, naučnici nazivaju antičesticama. Ovaj novonastali pozitron nalazi se okružen mnoštvom elektrona, sa kojima on gotovo trenutno interaguje u procesu poznatom kao anihilacija:

e+ + e- –> 2 γ

U ovom procesu nestaju i čestica i antičestica a oslobađa se ekvivalentna energija u obliku fotona γ-zraka.

Neutron i proton koji su nastalispajaju se i formiraju deuteron (D), jezgro jednog oblika vodonika poznatog kao deuterijum, ili “teški vodonik”. Razlika između deuterijuma i običnog vodonika je u prisustvu jednog neutrona više u jezgru. Ovakva jezgra, koja imaju isti broj protona a različit broj neutrona nazivaju se izotopi, i oni predstavljaju različite oblike istog elementa. Najčešće jezgra hemijskih elememenata sadrže isti broj protona i neutrona, ali broj neutrona može da varira i većina elemenata se može naći u ubliku velikog broja različitih izotopa.

Da bi izbegli konfuziju koja može da nastane kad se govori o izotopina jednog istog elementa nuklearni fizičari dodaju jedan broj savkom simbolu elementa. Taj broj označava ukupan broj čestica u jezgru datog elementa. Uobičajeno vodonik se označava sa 1H (ili jednostavnije p+), deuterijum 2H, običan helijum 4He (helijum-4, u jezgru sadrži po dva protona i neutrona), itd. Ovakvim zapisom reakcija (1) može se zapisati u obliku:

1H + 1H –> 2H + e+ + νe …

Ova jednačina predstavlja nastajanje deuterona fuzijom dva protona, i to je prvi korak u procesu fuzije koja daje energiju većini zvezda. Ova reakcija je početak tzv. proton-proton ciklusa.

Sledeći korak fuzije je nastanak izotopa helijuma. Jedan slobodan proton interaguje sa nastalim deuteronom i pri tome nastaje jezgro helijum-3 uz oslobađanje energije:

1H + 2H –> 3He + energija …

Ova reakcija predstavlja drugi korak proton-proton ciklusa. Energija koja je ovde nastala oslobađa se u obliku γ-zraka.

Treći i završni korak proton-proton ciklusa, koji je kao i oba prethodna višestruko potvrđen labaratorijskim eksperimentima, dovodi do nastanka jezgra helijum-4. Najčešće ovo jezgro nastaje fuzijom dva jezgra helijum-3 koja su nastala u reakciji (2.2). Kao dodatni prozivodi u ovom koraku nastaju još dva protona i oslobađa se energija. Ova reakcija može se predstaviti jednačinom:

3He + 3He –> 4He + 1H + 1H + energija …

Ukupno gledano ceo proces se odvija tako što četiri protona međusobno reaguju i nataje jedno jezgro helijuma-4, dva neutrina i oslobađa se određena količina energije u obliku γ-zraka. Proton-proton ciklus se može predstaviti jednačinom:

4(1H ) –> 4He + 2 νe + energija…

Ili shematski:

Fotoni γ-zraka koji nastaju u srcu Sunca polako gube energiju dok putuju ka površini. Fotoni i joni koji se nalaze u Suncu apsorbuju fotone a zatim i ponovo emituju na talasnim dužinama koje odgovaraju temperaturi okolnog gasa, prema Vinovom zakonu. Prema tome, kako se zračenje postepeno probija ka površini, kroz sve hladnije slojeve gasa, njegova talasna dužina se sve više smanjuje. Konačno, fotoni elektromagnetnog zračenja napuštaju Sunce u obliku vidljive svetlosti. Neutrini bez ikakvih interakcija odlaze u okolni prostor. Helijum ostaje zarobljen u jezgru. Postoje i drugi mehanizmi koji dovode do sličnih konačnih rezultata, ali oni su dosta retki u zvezdama kao što je Sunce.
Pored proton-proton ciklusa Sunčevoj energiji doprinose i drugi procesi. U Suncu postoje male količine elemenata složenijih od vodonika i helijuma, ti elementi takođe mogu učestvovati u procesima fuzije.



U jednom od tih dopunskih procesa izotopi helijuma 3He i 4He formiraju berilijum 7Be. Nastali izotop berilijuma zahvata slobodni elektron i pretvara se u litijum 7Li. Nastali litijum reaguje sa jezgrom 1H pri čemu nastaju dva jezgra 4He.U drugom dopunskom procesu nastalo jezgro 7Be reaguje sa 1H i pri tome nastaje 8B, koji je radioaktivan i raspada se na 8Be. Nastali izotop berilijuma se takođe raspada i pri tom raspadu nastaju dva jezgra 4He. Važnost ovog dopunskog procesa je u tome što priraspadu bora 8B nastaje neutrino, koji je detektovan na Zemlji.Treći dopunski proces je poznat pod nazivom CNO ciklus. Ovo je još jedan fuzioni proces pri kom od vodonika nastaje helijum. Ceo ciklus odvija se u šest koraka:

I) 12C + 1H –> 13N + energija
II) 13N –> 13C + e+ + νe
III) 13C + 1H –> 14N + energija
IV) 14N + 1H –> 15O + energija
V) 15O –> 15N + e+ + νe
VI) 15N + 1H –> 12C + 4He

Sumarno ove reakcije mogu da se predstave jednom jednačinom:

12C + 4(1H) ïƒ 12C + 4He

12C ovde igra ulogu katalizatora i on se uopšte ne menja u ovim reakcijama, dok se azot i kiseonik javljaju samo kao međuproizvodi.Elektromagnetne odbojne sile koje se javljaju u CNO ciklusu su veće od onih u proton-proton ciklusu zbog toga što je naelektrisanje težih elemenata veće nego naelektrisanje protona. Prema tome, potrebne su nešto veće temperature da omoguće približavanje jezgara na radiju dejstva jake nuklearne sile i otpočinjanje procesa fuzije.


Na slici prikazana je numerička procena energije koju Sunce stvara u proton-proton i CNO ciklusu, svaka kao funkcija temperature gasa. Lako se vidi da proton-proton ciklus dominira na nižim temperaturama (do 16 miliona K). Iznad te temperature CNO ciklus je mnogo značajniji. Već je poznato da je temperatura u jezgru Sunca oko 15·10(na)6 K, prema tome, sa grafika se vidi da je na toj temperaturi proton-proton ciklus dominantan, tj samo 10% ukupne energije nastaje u CNO ciklusu. Međutim, zvezdekoje imaju veću masu od Sunca često imaju temperaturu jezgra veću od 20·10(na)6 K pa je u njima CNO ciklus dominantan u odnosu na proton-proton ciklus.





Koliko energije nastaje?

Da bi se proverila ispravnost ideje o tome da energija u Suncu nastaje na opisan način potrebno je uporediti energiju koja bi se oslobodila takvim nizom reakcija sa izmerenom energijom, 3·10(na)13 J/kg, koju Sunce emituje. Preciznim eksperimentima izvedenim u laboratorijama na Zemlji određene su mase svih čestica koje učestvuju u fuzionim reakcijama proton-proton ciklusa (jednačina 3). Dobijeno je da je ukupna masa četiri protona iznosi 6,6943·10(na)-27kg, a masa jezgra helijuma-4 iznosi 6,6466·10(na)-27kg, dok su neutrini bez mase. Razlika u ukupnoj masi između produkata i reaktanata (tj. defekt mase) u reakciji (3) iznosi 0,048·10(na)-27kg. To je vrlo mala masa ali je u laboratorijskim uslovima moguće vrlo precizno merenje defekta mase. Da ne bi došlo do narušavanja zakona o održanju mase i energije ova masa mora da se pretvori u ekvivalentnu energiju. Na osnovu već pomenute Ajnštajnove formule za ekvivalentnost mase i energije dobija se da u ovom lancu reakcija biva oslobođeno 4,3·10(na)-12J (tj. 26,7 MeV) energije i to je energija koja nastane od svakih 6,7·10(na)-27kg vodonika. Lako se vidi da od jednog kilograma vodonika nastane 6,4·10(na)13J – više nego dovoljno energije za zagrevanje Sunca. Da bi se obezbedila sadašnja energetska izdašnost Sunca u jezgru se svake sekunde 600 miliona tona vodonika fuzijom prevodi u helijum.



svetnauke.org

Nuklearnom fuzijom energija nastaje duboko u unutrašnjosti Sunca. Slojevi koji se nalaze iznad jezgra uopšte ne proizvode energiju, odnosno sva energija koju Sunce emituje nastaje u jezgru koje zauzima samo 1,6% ukupne zapremine Sunca. Energija se iz jezgra prenosi ka spoljašnjosti kroz dva sferna sloja koja okružuju jezgro. Unutrašnji sloj naziva se radijaciona zona, a spoljnji konvektivna zona.

Nastala toplota se može prenositi sa jednog mesta na drugo na tri različita načina: zračenjem (radijacijom), provođenjem i konvekcijom. Provođenje toplote je prenos energije između čvrstih tela. Konvekcija je provođenje koje nastaje mešanjem toplih i hladnih molekula neke tečnosti ili gasa. Zračenje je prenošenje energije posredstvom elektromagnetnog zračenja. Za prenošenje energije u Suncu zračajno je zračenje i konvekcija.

U oblastima gde se odvijaju nuklearne reakcije, tj. u jezgru, energija se najvećim delom prenosi zračenjem. Temperatura jezgra je ogromna što dovodi do potpune jonizacije svih atoma koji se u njemu nalaze što omogućava nastalim fotonima γ-zraka da se potpuno neometano kreću. U ovom potpuno jonizovanom gasu apsorpcija fotona je vrlo retka, ali često dolazi do rasejavanja γ-fotona na slobodnim elektronima. Svakim procesom rasejavanja ili retke apsorpcije fotoni gube deo energije i njihova frekvenca se smanjuje kako se penju ka gornjim slojevima. Zbog čestih rasejavanja primarni fotoni dospevaju na površinu Sunca tek nakon vremenskog perioda od oko 106 godina.






Prenos energije zračenjem odvija se i u radijacionoj zoni. Ova zona se prosire na rastojanju od 0,25 do 0,85 poluprečnika Sunca. Udaljavajući se ka površini temperatura u ovoj zoni postepeno opada. Na većim dubinama radijacione zone pad temerature je sporiji ali u njenim višim oblastima temperatura opada vrlo brzo. U blizini gornje granice ove zone temperatura je dovoljno opala da gas prestaje da bude potpuno jonizovan. Idući ka površini Sunca prvo se pojavljuju neutralni atomi helijuma a zatim vodonika (energija prve jonizacije helijuma je 24,59 eV a vodonika 13,6 eV).

Daljim udaljavanjem od jezgra pored neutralnih atoma počinju da se javljaju i negativni joni vodonika. Ovi joni imaju stabilno stanje sa energijom jonizacije od 0,75 eV, i njima odgovara grabična frekvenca jonizacije koja se nalazi duboko u IC oblasti spektra. Ako foton koji imaju frekvencu veću od od granične pogodi ovakav pozitivan jon dolazi do procesa koji se naziva fotojonizacija, odnosno jon biva neutralisan fotonom. Kako se granična frekvenca nalazi u IC oblasti spektra negativni joni vodonika apsorbuju elektromagnetno zračenje od vidljivog do IC dela spektra. Iz tih razloga slojevi u kojima je koncentracija ovakvih jona velika postaju neprozračni. Ova nemogućnost zračenja da se dalje kreće dovodi do pojave velikog negativnog temperaturnog gradijenta, odnosno sa udaljavanjem od jezgra temperatura naglo opada. Nastanak negativnog temperaturnog gradijenta omogućava pojavu konvektivne nestabilnosti i turbulentnih kretanja u površinskim slojevima radijacione zone. U oblasti koja se nalazi između gornje granice radijacione zone i površine Sunca energija više ne može da se prenosi zračenjem nego se prenos odvija konvekcijom. Treba napomenuti da zračenje postoji i u konvektivnoj zoni ali ono nema uticaj na prenos energije.

U konvektivnim slojevima dolazi do kretanja velikih masa supstance. Toplije, lakše, mase podižu se ka površini a hladnije, teže, spuštaju se ka dubljim slojevima. Nastanak ovakvog kretanja materije u konvektivnoj zoni je direktna posledica Arhimedovog zakona. Gas koji se nalazi blizu konvektivne zone se zagreva, njegova zapremina se povećava, a gustina se smanjuje. Sila potiska deluje na gas i potiskuje ga naviše. Kada dospe u gornje slojeve konvektivne zone sa nižim temperaturama i pritiscima gas nastavlja da se širi ali i hladi. Dalje ponašanje gasa zavisi isključivo od brzine promene temperature sredine. Ako se temperatura ne bi menjala dovoljno brzo došlo bi do izjednačavanja temperature gasa i okoline i proces konvekcije bi brzo prestao. Srećom, pri bržim promena bez obzira na hlađenje gas ostaje topliji od okoline što obezbeđuje njegovo dalje podizanje, sve dok ne dospe u površinske slojeve Sunca. Tamo on zračenjem gubi energiju, ohladi se i postaje gušći usled čega počinje da tone u dublje slojeve konvektivne zone.



svetnauke.org

Unutrašnjost Sunca okružena je površinskim slojem debljine između 300 i 400 kilometara koji se naziva fotosfera. Sa Zemlje fotosfera se uočava u obliku sjajnog diska. Fotosfera je prvi prozračan sloj Sunca, dok su unutrašnji slojevi ispod nje nedostupni direktnom posmatranju.

Gustina fotosfere u proseku iznosi 2·10(na)-4kg/m3. Fotosfera je najgušći omotač Sunca ali ipak je mnogo ređa od Zemljine atmosfere. Na njenom dnu temperatura iznosi oko 9.000 K, a na gornjoj granici temperatura je 4.5000 K. Zbog relativno niskih temperatura u fotosferi su prisutni, pored neutralnih atoma, i neki molekuli (CO, H2, CH, CN, itd.).

Kroz fotosferu energija se prenosi uglavnom zračenjem, ali to ne znači da u njoj nije prisutna konvekcija. Pokazatelj postojanja konvekcije u fotosferi je njena zrnasta struktura. U fotosferi se nalaze svetla zrna, tzv. granule, koja predstavljaju mlazeve gasa koji izbijaju na površinu iz nižih slojeva. Temperatura ovih gasova je za oko 100 K viša od temperature fotosfere, tako da je njihov sjaj za oko 20% veći. Nakon izbijanja na površinu gas u granulama se hladi, usled čega one tonu u dublje slojeve a na njihovo mesto dolaze nove. Prosečno vreme trajanja jedne granule je 5-15 minuta. Prečnici granula, u proseku, iznose oko 1.500 km, a na Sunčevom disku ih u svakom trenutku ima oko 2 miliona.

Granule razdvajaju tamna područija širine do 1.000 km. Ove tamnije oblasti su za oko 350-400 K hladnije i oko 35-40% tamnije granula. Fraunhoferove linije spektra u oblasti granula imaju cik-cak formu, pri čemu plavi pomak odgovara granuli koja se podiže ka površini, a crveni onoj koja ide ka unutrašnjosti. Na osnovu Doplerovog efekta utvrđeno je da se gramnule kreću brzinom od 0,3 km/s.

Konvekcija se u fotosferi ispoljava i u oblastima mnogo većih dimenzija od dimenzija granula, što dovodi do pojave tzv. supergranula. Supergranule imaju oblik poligonalnih ćelija, sa prosečnim prečnikom od oko 30.000 km i traju po nekoliko desetina sati. Supergranule prekrivaju celokupnu površinu Sunca, a njihov broj je u svakom trenutku oko 2.000. Osim veće površine, supergranule karakteriše i veća konvekcija. U centralnim delovima granule materija iz dubljih slojeva podiže se vertikalno uvis ka površini, a na njihovim obodima se ponovo vraća u dubinu. Brzine ovakvog kretanja materije kreću se između desetak metara i nekoliko kilometara u sekundi. Zajedno sa gasom, koji je delimično jonizovan, prenosi se i magnetno polje, pa se ono koncentriše pri rubovima supergranula.

Povremeno dolazi do oscilovanje cele Sunčeve atmosfere sa čitavim nizom perioda. Najčešće je tzv. petominutni period (prosek perioda od 4 do 8 minuta). Ove oscilacije uzrokovane su pritiskom gasa koji nastaje usled konvektivnog kretanja u dubini Sunca.

Ovo oscilovanje prenosi se na veliki deo Sunčeve unutrašnjosti, slično kao se kroz Zemlju šire zemljotresni talasi. Talasi se odbijaju od površinskih slojeva Sunca u kojima gustina naglo opada. Kako se ovakvi talasi na Zemlji koriste za izučavanje nedostupne unutrašnjosti Zemlje, naučnici se nadaju da će ovi talasi pomoći boljem upoznavanju Sunčeve unutrašnjosti. Područije tog izučavanja već je dobilo naziv helioseizmologija.


Pege



Na slici prikazan je izgled Sunca u optičkom delu spektra. Lako su uočljive tamne oblasti po površini Sunca. Prvi ko je detaljno proučavao ove “tačke” bio je Galileo Galilej. Postojanje ovih crnih tačaka bio je prvi znak da Sunce nije savršeno i nepromenljivo, već da se tamo dešavaju neke stalne promene. Ove tamne oblasti nazvane su pege. One najčešće imaju dimenzije od oko 10.000 km, priblično veličini Zemlje. Kao što se vidi na slici, pege se najčešće javljaju u grupama. U svakom trenutku na Suncu se može naći na stotine pega ali ono, takođe, može biti bez ijedne pege.




Proučavanje pega ukazuje na to da se one sastoje iz dva dela. U sredini pege nalazi se taman, centralni, deo koji se naziva senka ili umbra. Oko umbre nalazi se nešto svetlija oblast koja se naziva polusenka ili penumbra. Detaljne fotografije pega omogućavaju nam da vrlo lepo vidimo strukturu pega. Penumbra je okružena mnogo sjajnijom fotosferom. Postepena promena boje je posledica promene temperature fotosfere. Srednji prečnik senke iznosi oko 17.000 km a polusenke oko 37.000 km. Pege su, jednostavno, hladnije oblasti fotosfere. Temperatura u oblasti senke iznosi oko 4.500 K a u polusenci 5.500 K, dok sjaj senke iznosi između 20% i 30%, a polusenke između 75% i 80% sjaja neporemećene sredine. Pege se, znači, sastoje od vrelog gasa ali one izgledaju crne jedino zato što se nalaze okružene mnogo toplijom fotosferom (temperatura 6.000 K). Ako bi nekako mogli da pomerimo pege sa Sunca (ili jednostavnije, zaklonimo svetlost fotosfere) pege bi bile vrlo sjajne, onoliko sjajne koliko i svako drugo telo zagrejano do temperature od 5.000 K.

Pege nisu stabilne. Većina menja svoju veličinu i oblik, a sve pege dolaze i odlaze. Pojedinačne pege mogu da traju od 1 do 100 dana (prosečno trajanje pega je između 10 i 20 dana), dok grupe pega u proseku traju oko 50 dana.


Magnetno polje Sunca i nastanak pega

Šta dovodi do nastanka pega? Zašto su one hladnije od okoline? Odgovori na ova pitanja, najverovatnije, imaju veze sa magnetnim poljem Sunca. Na osnovu analize spektralnih linija moguće je prikupiti informacije o magnetnom polju Sunca. Takve analize ukazuju na to da je magnetno polje pega oko 1.000 puta jače nego polje u okolnim oblastima, u neporemećenom delu fotosfere (magnetno polje mirne fotosfere je nekoliko puta jače od magnetnog polja Zemlje. Naučnici veruju da su pege hladnije zbog toga što jako magnetno polje zaustavlja ili preusmerava normalan konvektivan protok gasa ka površini Sunca.

Pege se najčešće javljaju u grupama. Po karakteru magnetnog polja oblasti u kojima se nalaze pege mogu se podeliti na unipolarne (oko 8,6%), bipolarne (91%) i multipolarne (0,4%). Bipolarne grupe pega su one u kojima je lako moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilji, unipolarne oblasti nastaju iščezavanjem pojedinih pega u bipolarnim oblasima pa u grupi ostaju samo pege istog polariteta. Multipolarne oblasti su grupe u kojima je broj krupnijih pega veliki, tada nije moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilju tako da se u toj oblasti uočava veliki broj pega sa različitim polaritetima.



Pege se najčešće javljaju u parovima a magnetno polje dve pege u istom paru je uvek suprotno orijentisano, odnosno magnetni polaritet pega je različit. Kako je prikazano na slici (a) linije magnetnog polja kroz jednu od pega izviru iz unutrašnjosti Sunca, prave luk kroz atmosferu, i kroz drugu pegu se vraćaju nazad u dubine Sunca. Pored ovoga, svi parovi pega na istoj hemisferi (severnoj ili južnoj) imaju istu orijentaciju magnetnog polja (slika b), dok je orijentacija pega na drugoj polulopti suprotna. Zanemarujući nepravilnosti samih pega, ovakvo slaganje linija polja ukazuje na vrlo visok stepen uređenosti magnetnog polja Sunca.

Gasovita struktura Sunca omogućava mu tzv. diferencijalnu rotaciju, odnosno, različiti delovi Sunca rotiraju različitim ukaonim brzinama. Baš ta razlika brzine rotacije ostvaruje jedan od najvažnijih uticaja na magnetno polje Sunca. Ugaona brzina rotacije Sunca na ekvatoru veća je od brzine na polovima (slika) i to dovodi do deformacije linija magnetnog polja, odnosno linije magnetnog polja počinju da se obmotavaju oko ekvatora. Posle izvesnog vremena dolazi do promene orijentacije magnetnog polja. Iz početne orijentacije sever-jug magnetno polje se orijentiše u pravcu istok-zapad.



Intenzivna strujanja ispod fotosfere dovode do toga da se povremeno usijani gas ispliva iz podfotosferskih slojeva na površinu. Ovaj gas za sobom povćači i linije opšteg magnetnog polja Sunca, dodatno ih savija. Ispod površine Sunca formira se oblast pojačanog magnetnog polja u obliku torusa. Pritisak polja dovodi do širenja torusa, istiskivanja gasa i smanjenja gustine u torusu. Pod dejstvom sile potiska torus počinje da isplivava na površinu. Zbog toga što su linije magnetnog polja zatvorene deo strujne cevi, savijene u podfotosferskim slojevima, sa isplivavanjem na površinu, nastavlja se i iznad površine u obliku lukova ili petlji. Na ovaj način linije magnetnog polja formiraju prsten, čiji je jedan deo ispod a drugi iznad fotosfere. U preseku ovog prstena magnetnih linija sa fotosferom formiraju se pege suprotnih polariteta, od kojih je jedna vodilja a druga pratilja. Pojačano magnetno polje suprotstavlja se konvektivnom kretanju. Slabljenje ili potpuno zaustavljanje konvekcije ispod pega otežava dotok toplote iz unutrašnjosti usled čega se fotosferski gas hladi. To hlađenje je praćeno nastankom pega, kao hladnijih i tamnijih oblasti fotosfere.



svetnauke.org

Astronomi, ogromnu količinu podataka o Suncu mogu d aprikupe analizom spektralnih linija u linijskom spektru fotosfere i drugih slojeva atmosfere Sunca. Na slici je prikazan detaljan spektar Sunca u uskom opsegu vidljivih frekvenci elektromagnetnog zračenja talasnih dužina od 360 do 690 nm.

Spektralne linije se javljaju kad elektoni u atomu ili jonu prelaze sa jednog na drugi energetski nivo, emitujući ili apsorbujući foton određene frekvencije, tj određenu energiju.




Ispod fotosfere solarni gas je vrlo gust a interakcije između fotona, elektrona i jona vrlo česte pa zračenje ne može jednostavno da izađe u okolni prostor. Fotoni bivaju apsorbovani i ponovo emitovani mnogo puta dok Sunčeva energija putuje iz jezgra ka spoljašnjosti – jednom “paketu” energije može biti potrebno i po nekoliko miliona godina da stigne do površine. Međutim, verovatnoća da foton, bez daljih interakcija, prođe kroz atmosferu zavisi isključivo od njegove energije. Ako energija koji foton poseduje odgovara nekom elektronskom prelazu u nekom od atoma ili jona prisutnih u gasu onda foton može biti apsorbovan. Što je broj elemenata koji mogu da apsorbuju dati foton veći manja je verovatnoća da taj foton napusti atmosferu Sunca pre nego što bude apsorbova. Suprotno, ako energija fotona ne odgovara nijednom prelazu onda foton ne može da interaguje sa gasom on neometano napušta atmosferu Sunca i odlazi u međuplanetarn prostor.




Kako je prikazano na slici kad posmatramo Sunce naš pogled dopire do određene dubine u atmosferu Sunca što zavisi od talasne dužine svetlosti koju vidimo. Fotoni sa talasnim dužinama koje im ne pružaju šansu da budu apsorbovani dolaze sa fotosfere, a oni koji su na talasnim dužinama na sredini spektralnih linija dolaze iz viših, hladnijih, slojeva atmosfere. Ove linije su tamnije od okoline zbog toga što je temperatura atmosfere tamo odakle oni dolaze manja od 5.800K, koliko iznosi temperatura fotosfere, odakle potiče većina kontinualne emisije (prema Štefan-Bolcmanovom zakonu, F = σT(na)4, gde je F – fluks energije, sjaj objekta koji zrači zavisi od njegove temperature – hladniji gas zrači manje energije nego topliji).Prema tome, postojanje Fraunhoferovih linija direktan je dokaz da se temperatura Sunca smanjuje sa udaljavanjem od fotosfere.




U spektru Sunca registrovano je na desetine hiljadaspektralnih linija, međutim ne postoji toliko veliki broj različitih elemenata na Suncu. Uzrok postojanja toliko velikog broja različitih spekralnih linija je to što su mnogi elementi prisutni u mnogo različitih stanja ekscitacije i jonizacije. Oni apsorbuju fotone vrlo različitih energija, čak i u vrlo uskom videljivom delu spekta elektomagnetog zračenja. Što je neki element složeniji on može da apsorbuje veći broj fotona sa različitim energijama što dovodi do nastanaka većeg broja spektralnih linija. Na Suncu je detektovano oko 67 različitih elemenata, ali većina njih je toliko malo zastuplejna da instrumenti jedva mogu da ih detektuju. U tabeli prikazana je zastupljenost 10 najčešćih elemenata na Suncu. Primećuje se da je vodonik daleko najzastupljenjeniji element, a za njim ide helijum. Ista ovakva zastupljenost elemenata nalazimo i na jovijanskim planetama, pa čak i u čitavom Univerzumu.





svetnauke.org

Iznad fotosfere nalazi se hladnija hromosfera, unutrašnji deo atmosfere Sunca. Ova oblast atmosfere emituje vrlo malo svetlosti i pri normalnim uslovima ne može se vizuelno posmatrati jer je fotosfera suviše sjajna i dominira nad zračenjem hromosfere. To što je hromosfera relativno tamnija od fotosfere rezultat je njene male gustine, gas koji sadrži vrlo mali broj atoma ili jona po jedinici zapremine ne može da emituje veliki broj fotona. Bez obzira što je hromosferu moguće videti samo pod posebnim uslovima ljudi su odavno bili svesni postojanja hromosfere.

Na slici je prikazano Sunce za vreme totalnog pomračenja, gde je Mesečeva senka zaklonila fotosferu pa se hromosfera vrlo jasno vidi. Na fotografiji je lako uočljiva crvenkasta boja hromosfere. Ova boja potiče od Ha emisione linije vodonika koja dominira u spektru hromosfere (talasna dužina ove linije je 656,3 nm, tačno u sredini crvenog dela spektra). Pored ovog intenzivnog zračenja u crvenom delu spektra zračenje hromosfere je vrlo intenzivno i u ljubičastoj liniji kalcijuma. Hromosfera je dobila naziv upravo zbog njene intenzivne boje koja potiče od vodoniovih i kalcijumovih linija.




U hromosferi postoje nehomogenosti i zbog toga u njoj se može izdvojiti nekoliko slojeva i to: niža (do 1.500 km iznad fotosfere), srednja (između 1.500 i 4.000 km), i gornju hromosferu (od 4.000 do 10.000 km). Niža hromosfera je dosta homogena i u njoj temperatura tastavlja da opada sa udaljavanjem od fotosfere. Pri njenom vrhu temperatura iznosi oko 4.500 – 4.000 K. Ova temperatura je niža od one u dubljim slojevima Sunca i to dovodi do nastanka apsorpcionih linija u spektru elektromagnetnog zračenja. Iznad niže hromosfere temperatura počinje d alaste i pri njenom vrhu dostiže 10.000 K.

U hromosferi koncentracija čestica počinje naglo da opada. Na visini od 1.000 km iznad fotosfere koncentracija atoma vodonika (najčešće jonizovanih) iznosi oko 10(na)19 m(na)-3, a na visini od 10.000 km oko 10(na)15 m(na)-3.Koncentracija elektrona na tim visinama iznosi 10(na)11 m(na)-3, odnosno 10(na)9 m(na)-3.



Na monohromatskim snimcima hromosfere vidi se da ona ima mrežastu strukturu sa zrnima u obliku vlakana, tzv. flokula. Ova zrna su većih dimenzija od granula u fotosferi. Takođe, u hromosferi se mogu videti i krupne sjajne površine, tj. hromosferske fakule, koje leže tačno iznad pega u fotosferi. Prema tome, pege i hromosferske fakule predstavljaju različite oblike istih aktivnih oblasti, ali na različitim visinama.

Hromosfera uopšte nije mirna. Svakih nekoliko minuta desi se erupcija male solarne oluje izbacujući mlazove vrelog gasa, poznate kao spikule, u gornje slojeve atmosfere. Ovi dugački, tanki mlazevi usijanog gasa, temperature oko 15.000 K, napuštaju površinu Sunca brzinom od oko 100 km/h i dospevaju do visine od nekoliko hiljada kilometara iznad fotosfere. Spikule najčešće traju oko 15 minuta. One nisu ravnomerno raspoređene po površini Sunca. One pokrivaju samo oko 1% ukupne površine Sunca i najčešće se grupišu u blizini ivica supergranula. Procenjuje se da je u hromosferi u svakom trenutku prisutno oko milion spikula.



svetnauke.org

Tokom kratkih trenutaka totalnog pomračenja Sunca, ako je Mesec dovoljno veliki da potpuno prekrije fotosferu i hromosferu, može se videti sunčeva korona. Sa zaklanjanjem svetlosti fotosfere izgled spektralnih linija se drastično menja. Intenzitet uobičajenih linija se menja što ukazuje na promenu u zastupljenosti elemenata ili na promenu temperature gasa, ili na oba. Najbitnije je to da se menja vrsta spektra, umesto apsorpcionog spektra koji je bio prisutan kod svetlosti fotosfere, javlja se emisioni spektar i pojavljuje se potpuno nov niz spektralnih linija. Ove nove spekralne linije korone (u izuzetnim slučajevima hromosfere) prvi put su viđene tokom pomračenja 20-tih godina XX veka. Narednih godina neki naučnici su postojanje ovih liija (u nedostatku boljeg objašnjenja) pripisivali jednom novom hemijskom elementu koji ne postoji na Zemlji. Taj element nazvali su koronijum.




Danas se zna da te nove spektralne linije ne potiču on nijednog vanzemaljskog atoma. Koronijum ne postoji. Nove linije se javljaju zbog toga što su atomi u koroni izgubili mnogo više elektrona nego što je to slučaj sa atomima hromosfere i fotosfere, yj. atomi korone su višestruko jonizovani. Npr. identifikovane su spektralne linije koje odgovaraju jonu gvožđa koji je 13 puta jonizovan, tj izgubio je 13 od svojih 26 elektona. Atomi gvozđa koji se nalaze u fotosferi izgubili su, najčešće, 1 ili 2 elektrona. Uzrok ovoliko velikog stepena jonizacije je visoka temperatura korone. Visko stepen jonizacije, o kome se zaključuje na osnovu spekatra snimljenih za vreme totalnog pomračenja Sunca, ukazuje na to da je temperatura u gotnjim slojevima hromosfere veća nego temperatura fotosfere. osim toga, temperatura solarne korone gde je jonicacija još veća, je mnogo veća od temperature hromosfere.

Zasnovano na mnogim posmatranjima uslova na različitim rastojanjima od površine Sunca, od fotosfere do spoljnjih delova korone. Na slici je prikazana varijacija temperature gasa sa visinom. Temperatura gasa dostiže minimum od 4.500 K na visini od 500 km iznad fotosfere, akon čega počinje konstantno da raste. Na oko 1.500 km iznad fotosfere temperatura počinje vrlo brzo da raste i na visini od 10.000 km dostize vrednost od 1.000.000 K. Daljim povećanjem visine temperatura ostaje približno ista. Na osnovu ovakvog profila promene temperature može se postaviti oštra granica između hromosfere i korne. Hromosfera se prostire od vrha fotosfere do visine od 1.500 km. Oblast u kojoj postoji brz rast temperature gasa, od 1.500 do 10.000 km, naziva se tranzitna zona. Na visini od 10.000 km počinje korona.




U koroni se mogu uočiti različite forme: zraci, lukovi, perjanice, kondenzacije i šupljine, erupcije, itd. Neki od ovih oblika mogu se videti i u vidljivoj svetlosti, dok je za druge koronu neophodno posmatrati u drugim delovima elektromagnetnog spektra (radio ili rendgenskom).

Razlog rasta temperature u koroni još nije sa sigurnošću poznat. Ponašanje gasa u atmosferi Sunca je u suprotnosti sa zdravorazumski poznatim ponašanjem gasa – sa udaljavanjem od izvora toplote temperatura treba da se smanjuje, a ne da raste. Da bi ovakvo ponašanje temperature gasa bilo moguće korona mora da ima neki dodatni izvor toplote. Astronomi danas veruju da su poremećaji magnetnog polja u fotosferi, nalik na spikule ali mnogo većih razmera, bezuslovno odgovorni za zagrevanje korone.



svetnauke.org

X – zračenje i koronarne rupe

Koju vrstu zračenja emituje gas na temperaturi od 1.000.000K? Za razliku od fotosfere sa temperaturom od 6.000K, koja najviše zrači u vidljivom delu spekta, topliji koronarni gas emituje elektromagnetno zračenje mnogo viših frekvencija i energija, najviše X-zrake. Iz tog razloga teleskopi za detekciju X-zračenja su postali vrlo značajni za proučavanje korone Sunca. Na slici prikazano je Sunce snimljeno u spektru X-zračenja. Korona se prosire daleko iza oblasti koje su zabeležene na slici, ali zračenje tih oblasti je vrlo slabo (zbog male gustine gasa) pa instrumenti nisu mogli da ga registruju.

Sredinom 70-tih godina XX veka instrumenti postavljeni izvan NASA-ine svemirske stanice Skylab registrovali su da solarni vetar najviše “duva” kroz tzv. koronarne rupe. Tamna oblast na slici predstavlja koronarnu rupu. Ova oblast nije rupa u pravom smislu reči, već je njena gustina dosta manja, oko 10 puta, od gustine drugih delova korone. Nedostatak materijala u oblastima koronarnih rupa posledica je činjenice da gas može slobodno da otiče u okolni prostor, velikom brzinom, vođen poremećajima u atmosferi i magnetnom polju zvezde. Na mestima gde s enalaze koronarne rupe linije magnetnog polja se prostiru od površine Sunca do daleko u međuplanetarni prostor. Naelektrisane čestice nastoje da prate linije magnetnog polja i zbog toga napuštaju površinu Sunca. U drugi delovima korone linije magnetnog polja ostaju vrlo blizu površine Sunca i tako zadržavaju naelektrisane čestice u blizini površine onemogućavajući oticanje solarnog vetra (ovo je ekvivalentno situaciji na Zemlji gde magnetno polje naše planete teži da spreči čestice solarnog vetra da padnu na Zemlju). Najveće koronarne rupe mogu da imaju dimenzije merene stotinama hiljada kilometara. Strukture takve veličine mogu se videti, u proseku, samo nekoliko puta svake decenije. Manje rupe, dimenzija desetak hiljada kilometara, mnogo su češće i javljaju se svakih nekoliko sati.





Uticaj Sunca na magnetosferu Zemlje

Zemlja, slično Suncu, takođe poseduje dipolno magnetno polje. Ovo magnetno polje možemo zamisliti kao da se u unutrašnjosti naše planete nalazi jedan ogroman magnet. Južni pol ovog magneta nalazi se u kanadskom arktičkom područiju, a severni na Antarktiku.

Zemljino magnetno polje širi se na sve strane daleko u prostor, ali tako da se u smeru prema Suncu prostire do rastojanja samo 10 puta većeg od njenog poluprečnika, a u suprotnom smeru pruža se u obliku repa komete. Razlog ovakvog oblika magnetnog polja naše planete je u delovanju Sunčevog vetra.

Za Zemlju, Sunčev vetar je veliki, razređen gasovit oblak koji se kreće. Brzina kretanja ovog oblaka je desetak puta veća od brzine prostiranja zvuka u gasu. Gas koji se kreće sa Sunca sa sobom nosi magnetno polje Sunca, pa pri sudaru ovog polja sa razređenom Zemljinom atmosferom dolazi nastanka udarnog talasa sa one strane Zemlje koja je okrenuta ka Suncu, slično talasu koji nastaje kad kroz vazduh prolazi puščani metak. Zemljino magnetno polje suprotstavlja se magnetnom polju Sunca. Zbog toga je magnetno polje naše planete ograničeno sa strane prema Suncu. Ova granica nije čvrsta već se menja zavisno od jačine vetra i njegovog magnetnog polja.

Na noćnoj strani naše planete magnetosfera se slobodno širi i ono ima oblik repa komete. U sredini repa dolazi do poništavanja magnetnog polja i taj deo naziva se neutralni sloj.




U polarnim oblastima jačina magnetnog polja je najveća a linije sila su dosta blizu površini Zemlje. Naelektrisane čestice se uvek kreću u pravcu linija magnetnog polja pa im je zbog oblika linija u polarnim oblastima tu najlakše da stignu u niže delove atmosfere. Pristigle naelektrisane čestice sudaraju se sa atomima gasa atmosfere, pobuđuju ih i gas počinje da svetli. Tako nastaje polarna svetlost. Polarna svetlost nastaje na visinama gde je gas dovoljno redak da čestice mogu kroz njega da prolaze ali i dovoljno gust da može da dođe do dovoljnog broja sudara čestica sa atomima gasa. To su najčešće visine između 100 i 250 km, ali polarne svetlosti se mogu javiti i na visinama do 1.000 km. Polarna svetlost se javlja u različitim oblicima, a boja je zelena ili crvena zbog toga što gas atmosfere emituje svetlost određenih frekvencija a ne belu svetlost.





svetnauke.org

Ogromna većina Sunčevog sjaja potiče od kontinualnog zračenja fotosfere. Ovo je takozvano zračenje mirnog Sunca – potpuno predvidljive zvezde koja iz dana u dan sija na potpuno isti način. Ovo stabilno stanje praćeno je sporadičnim, nepredvidljivim zračenjem aktivnog Sunca, vrlo nepravilnom komponentom ukupnog zračenja naše zvezde. Zračenje aktivnog Sunca okarakterisano je eksplozivnim i iznenadnim ponašanjem. Ovaj aspekt zračenja vrlo malo doprinosi ukupnom sjaju zvezde, ali on direktno utiče na nas na Zemlji. Veličina i rajanje koronarnih rupa u uskoj je vezi sa stepenom solarne aktivnosti, na isti način ponaša se i jačina solarnog vetra.


Ciklus pega i solarni ciklus

Pojavljivanje i nestajanje pojedinačnih pega na Sncu nije jedina promena. Takođe se periodnično menja i njihov ukupan broj. Na osnovu nekoliko vekova posmatranja zaključeno je da postoje takozvani ciklusi pega. Na slici grafički je prikazanbroj viđenih pega svake godine XX veka. Broj pega dostiže svoj maksimum, u proseku, svakih 11 godina, a zatim se smanjuje skoro na nulu pre nego što ciklus ponovo počne. Međutim, period jednog ciklusa pega nije uvek isti i on može da traje između 7 i 15 godina.




Sa napredovanjem ciklusa menja se i heliografska širina na kojoj se pege javljaju. Pojedinašne pege se ne pomeraju niti dole niti gore, ali nove pege se pojavljuju bliže ekvaoru od prethodnih kako je ciklus sve bliži svom maksimumu. Na slici prikazane su heliografske širine na kojima se vide pege u funkciji od vremena. Na početku svakog ciklusa, u vreme minimuma aktivnosti Sunca, moguće je videti samo nekoliko pega. One se tada, najčešće, nalaze u dve uske zone, severno i južno od ekvatora, na širinama od 25o do 30o. Približno četiri godine kasnije, u vreme solarnog maksimuma, broj pega je značajno porastao. Pege se tada nalaze u pojasu od 15o do 20o stepeni severno i južno od ekvatora. Konačno, na kraju ciklusa, ukupan broj pega je opet mali, a većina pega se nalazi u pojasu od 10o oko ekvatora. Prva godina novog ciklusa se poklapa sa poslednjom godinom prethodnog ciklusa.

Ciklus pega je, ustvari, samo polovina dvadesetdvogodišnjeg ciklusa aktivnosti Sunca. Tokom bilo kog ciklusa pega svi parovi pega, koji se nalaze na istoj hemisferi, imaju isti polarite magnetnog polja, dok parovi na drugoj hemisferi imaju suprotan polaritet. Međutim, ova orijentacija se menja nakon cikluas od 11 godina. Znači, ako posmatramo promenu celokupnog magnetng polja Sunca, za ponavljanje punog ciklusa potrebne su 22 godine. Period od 11 godina je vreme koje je potrebno da magnetno polje Sunca potpuno promeni svoj polaritet. Treba pomenuti da ove promene ne moraju da se odvijaju na obe polulopte istovremeno. Tako se na primer pozitivni (N) pol magnetnog polja u periodu od 1952. do 1957. god. nalazio na severnoj Sunčevoj polulopti, a negativni (S) na južnoj. Međutim, 1957. godine došlo je do promene polariteta na južnoj, a godinu dana kasnije i na severnoj polulopti.

Astrofizičari smatraju da magnetno polje Sunca nastaje i menja svoj intenzitet zbog stalnog rastezanja, uvrtanja i nabiranja linija polja što je uzrokovano diferencijalnom rotacijom Sunca i konvektivnim prenosom toplote. teorija predviđa da intenzitet polja treba da raste do maksimuma, a zatim da padne na nulu, i onda proces počinje ponovo. Upravo ovakva periodičnost promene magnetnog polja registovana je na Suncu. Aktivnosti na površini Sunca, npr. ciklus pega, prate promene jačine magnetnog polja. Promena broja pega i njihove migracije ka manjim heliografskim širinama posledica su jačanja magnetnog polja, odnosno obmotavanja linija polja oko ekvatora.

U poslednjih deset godina,variranje ovih ciklusa bilo je jako slabo a u prošlosti se dešavalo da ciklusi potpuno izostanu. U čast britanskog astronoma koji je ukazao na ovu pojavu, dugačak period slabe aktivnosti od 1645 do 1715 godine naziva se maunderov minimum. U doba Maunderovog minimuma nije samo broj pega bio mali već je i korona Sunca za vreme pomračenja bila slabo izražena a aurore su se javljale vrlo retko. Bez potpunog razumevanja uzroka solarnog ciklusaostaje nepoznato zbog čega nastaju ovakvi povremeni prekidi u ciklusu aktivnosti. Mnogi astronomi smatraju da su minimumi uzrokovani promenama u konvektivnoj zoni, ali ovakvo ponašanje naše zvezde i dalje ostaje tajna.



svetnauke.org

Pege su relativno mirni aspekti Sunčeve aktivnosti. Međutim, u fotosferi koja ih okružuje povremeno dođe do vrlo snažnih erupcija u kojima se izbacuju ogromne količine čestica u okolnu koronu. Mesta na kojima se odigravaju te snažne eksplozije poznate su kao aktivne oblasti. Većina parova i grupa pega okružena je aktivnim oblastima. Kao i svi drugi oblici solarne aktivnosti i ovi fenomeni takođe prate solarni ciklus, najčešći su i najsnažniji u periodima maksimuma aktivnosti.


Protuberance

Protuberance mogu biti različitih oblika i veličina. Ponekad se čak i spikule mogu smatrati malim protuberancama. Temperatura protuberanci je niža od okoline i iznosi oko 10.000 K, ali gustina gasa u njima je veća pa su zbog toga sjajnije. Protuberance u proseku traju oko tri Sunčeva obrta, ali u prošlosti su zabeležene protuberance koje su trajale i po nekoliko godina.Stabilnost oblika protuberance i njeno opstajanje u ređoj sredini korone, moguć je jedino ukoliko je pritsak gasa protuberance jedna pritisku okoline. Pritisak gasa je jednak proizvodu gustine i temperature tog gasa, pa prema tome koliko puta je veća gustina gasa protuberance toliko puta je njegova temperatura manja u odnosu na okolnu koronu. Prosečna gustina supstance u protuberanci je oko 100 puta veća od gustine okolne korone.

Možda najbitnija karakteristika protuberanci je da na kretanje supstance unutar njih presudan uticaj ima magnetno polje. Ustvari, može se raći da one predstavljaju materijalizaciju magnetnog polja iznad aktivnih oblasti.




Protuberance uvek mogu da se posmatraju pomoću filtera u svetlosti spektralnih linija vodonika, helijuma i kalcijuma. Za vreme totalnog pomračenja Sunca mogu se videti i u beloj svetlosti.




Najveći broj protuberanci javlja se u obliku mirnih protuberanci. Ove protuberance su dugotrajne i mogu se videti na svim heliografskim širinama. Prosečna dužina ovih protuberanci iznosi oko 200.000 km, a u ekstremnim služajevima one mogu da imaju duinu i 1.900.000 km. Ove protuberance mogu se popeti do visine od oko 50.000 km,dok im širina ne prelazi 6.000 km. Sastoje se od niti čiji su prečnici oko 1.000 km. Tipična temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000 K.Oblik ovih protuberanci je sličan mostovima. Donji krajevi protuberanci nalaze se u olastima između supergranula. U toku života premeštaju se po različitim heliografskim širinama i menjaju smer pružanja.

Pored mirnih javljaju se i aktivne protuberance. Aktivne protuberance karakteriše vrlo brzi razvoj (između deset minuta i nekoliko sati). Mali broj aktivnih protuberanca nastaje kao rezultat podizanja hromosferskih masa, dok one većinom nastaju kondenzacijom u koroni i spuštanjem naniže u hromosferu. Kretanje masa odvija se duž linija magnetnog polja, a brzine su reda veličina od nekoliko stotina kilometara u sekundi. Kod mirnih protuberanci takođe se javljaju nagla pojačanja aktivnosti koja traju po nekoliko sati. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000 K.




U oblastima gde se nalaze pege javljaju se tzv. eruptivne protuberance. Za razliku od prethodnih tipova protuberance ovog tipa dostižu vrlo velike visine, čak i preko milion kilometara. Najčešće se javljaju u obliku luka koji se brzo povećava, pa nakon pucanja luka materijal pada nazad u hromosferu.

Sledeća grupa protuberanci su tzv. protuberance Sunčevih pega. One su uvek vezane za grupe pega. Njihovi oblici strogo prate linije jakih magnetnih polja i zbog toga se kada su na rubu Sunca, vide u obliku petlji.


Eksplozije u hromosferi

Jedan od najznačajnih oblika Sunčeve aktivnosti si eksplozije u hromosferi. To su iznenadni i kratkotrajni procesi u kojima dolazi do velikog pojačanja intenziteta zračenjau ograničenim oblastima fotosfere. Ove eksplozije nastaju kao rezultat naglog oslobađanja magneten energije i njenog prelaska u kinetičku energiju, toplotu i svetlost. One su usko povezane sa jakim magnernim poljima pega i najčešće se javljaju u multipolarnim grupama.

Pre nastanka eksplozije dolazi do pojačavanja zračenja jonizovanog gasa korone. Zatim, u trajanju od oko jednog minuta, dolazi do ubrzavanja elektrona što je praćeno rendgenskim zračenjem većih energija. Nakon toga se jedan filamen raspada i formira dva sjajna vlakna. Ova dva vlakna u roku od nekoliko minuta dostižu najveći sjaj. Sjaj opada po više sati, zavisno od jačine eksplozije, a vlakna se raspadaju.

Eksplozije su vrlo složene pojave koja se odigrava celom dubinom atmosfere. Energija koja se oslobađa u jednoj eksploziji nekad može da se poredi sa celokupnom energijom koju celo Sunce izrači u jednoj sekundi. Oko 20% energije, oslobođene u eksplozijama, emituje se u optičkom delu elektromagnetno spektra. Preostali deo odlazi na UV, X i radio zračenje, kao i na zagrevanje i izbacivanje oblaka jonizovanog gasa (plazme) koji se kreće kroz koronu u međuplanetarni prostor brzinom do 1.500 km/s. Pojedine čestice oblaka dostižu i brzine skoro jednake brzini svetlosti, pa takve čestice do Zemlje stižu skoro isto kad i svetlost eksplozije. Snopovi takvih čestica (elektrona i atomskih jezgara) poznati su kao Sunčevi kosmički zraci.



svetnauke.org

ciklus. Zasnovani na detaljnim kompjuterskim simulacijama matematički modeli Sunca – temperature, gustine, sastava, nuklearnog goriva itd, predviđaju osobine koje se vrlo dobro slažu sa posmatranjima Međutim, posmatranja su ograničena na spoljašnjost Sunca – fotosferu, hromosferi i koronu. Astronomi poseduju vrlo malo direktnih dokaza nuklearnih reakcija u centru Sunca. razlog je vrlo jednostavan: elektromagnetno zračenje iz dubine Sunca ne može da se probije napolje. Moćni fotoni g-zraka nastali u jezgru Sunca bivaju apsorbovani i ponovo emitovani u različitim pravcima na njihovom putovanju, koje traje oko hiljadu godina, do površine. Ovi fotoni Sunce najčešće napuštaju u obliku vidljivog ili IC zračenja.

Nasuprot fotonima neutrini, koji takođe nastaju kao produkt proton-proton ciklusa, bez ikakvih teškoća napuštaju Sunce, uopšte ne interagujući sa njim. Krećući se brzinom svetlosti neutrini napuštaju našu zvezde samo nekoliko sekundi nakon nastanka. Za razliku od g-zraka, koji zagrevaju Sunce interagujući sa materijom u njegovoj unutrašnjosti (prilikom apsorpcije g-foton predaje deo svoje energje atomu ili jonu koji ga je apsorbovao), neutrini uopšte ne zagrevaju okolinu, oni čak rashlađuju unutrašnjost Sunca odnoseći izvesnu količinu energije.

Prema tome, neutrini, bar teoretski, pružaju mogućnost da se dobiju direktne informacijeo tome šta se dešava u centru Sunca.

Naravno, činjenica da neutrini prolaze kroz čitavo Sunce bez interakcije ukazuje na to da je neutrine vrlo teško detektovati na Zemlji. Ipak, oni interaguju sa nekim hemijskom elementima, npr. hlor i galijum, i ova činjenica je vrlo značajna i presudna u konstrukciji instrumenata za detekciju neutrina. Povremeno neutrino sa Sunca može da udari u jezgro izotopa hlora 37Cl i prevodi ga u 37Ar, ili ako bi neutrino interagovao sa jezgrom 31Ga preveo bi ga u jezgro 31Ge.

Kasnih 60-tih godina XX veka tim naučnika iz Brukhevenske (Brookhaven) nacionalne laboratorije sagradio je veliki rezervoar na dnu jednog starog rudnika zlata, Homestake, u Južnoj Dakoti. Ovaj rezervoar su napunili sa 400.000 litara perhloretilena (tečnost koja se koristi u rashladnim uređajima). Na dubini od 1,5 km bilo je sigurno da je moguće izbeći uticaj bilo kojih dugih elementranih čestica sa Zemlje, zbog toga što većina subatomskih čestica ne može da se probije do te dubine. Ovaj rezervoar naučnici su ostavili u rudniku nekoliko meseci, a za to vreme su periodično detektorima proveravali da li je neki atom hlora preveden u argon, što bi ukazalo na postojanje neutrina.

Jedan mali deo energije nastale u Suncu (oko 2%) odnose oslobođeni neutrini. Ove stabilne leptonske čestice krećući se brzinom svetlosti za oko 2 sekunde dospevaju od mesta nastanka do površine Sunca. Prema standardnom modelu sa Sunca bi na kvadratni metar Zemljine površine svake sekunde trebalo da dospe između 6,5 i 8,6·10(na)10 neutrina. Na osnovu veličine detektora u predviđenih uslova i reakcija u jezgru Sunca, teoretičari su prognozirali da bi u rezervoaru u proseku, trebao da bude detektovan jedan neutrin svakog dana (svakog dana kroz rezervoar prolazi 10(na)16 neutrina ali verovatnoća da se oni sudare sa atomima hlora u rezervoaru je mala, i zbog toga samo jedan neutrin može biti detektovan). Eksperiment je u pogledu detekcije neutrina bio uspešan, ali broj detektovanih neutrina bio je dosta manji od onoga što je teorija predviđala. Tokom celog eksperimenta u proseku je detektovano 2-3 neutrina nedeljno. Očigledno, jedini način koji je omogućavao da se “zaviri” u unutrašnjost Sunca suočio je naučnike sa problemom. Ovaj problem poznat je pod nazivom problem solarnih neutrina.

Bez obzira što je detekcija neutrina vrlo komplikovan i precizan eksperiment, gotovo je nemoguće da problem malog broja detektovanih neutrina leži u neispravnosti opreme ili u greškama prilikom merenja. deficit neutrina je konstantno registrovan u svim eksperimenima koji su ponavnljani i narednih decenija (do danas). Prva potvrda ispravnosti merenja stigla je iz Japana gde je takođe sagrađen detektor neutrina, ali deficit neutrina bio je ekvivalentan.

Sledeći ekspreimenti detekcije solarnih neutrina bili su SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) i US-European GALLEX. U ova dva eksperimenta umesto hlora za detekciju neutrina korišćen je galijum, ali rezultat je uvek bio isti – detektovano je manje neutrina nego što je teorija predviđala.

Teško je izbeći zaključak da postoji ozbiljno neslaganje između teorijske procene broja neutrina koje Sunce emituje i broja stvarno registrovanih neutrina. Kako je moguće objasniti ovo neslaganje? Ako, kao što naučnici smatraju, detektori dobro rade, postoje samo dva moguća načina za objašnjenje deficita neutrina. Prva mogućnost je da neutrini ne nastaju u tolikom broju kao što se smatra, a druga da ne stižu svi nastali neutrini do Zemlje.

Ako bi temperatura u jezgru bila niža, prema prihvaćenoj teoriji broj nastalih neutrina bio bi manji. Pri smanjenju temperature za 10% u odnosu na predviđanje Standardnog modela, tj. temperatura od 13,5×10(na)6 K, idalje bi bio moguć nastanak 4He, ali ovaj proces bio bi praćen nastankom manjeg broja neutrina. Ali, ako bi temperatura jezgra Sunca bila toliko manja smanjio bi se ukupan sjaj Sunca, pa se većina teoretičara slaže da numerički metodi ne mogu da naprave grešku od 1.5×10(na)6K kad su sva druga posmatranja identična sa teorijskim predviđanjima. Pored toga, već pomenuti program GONG je eksperimentalno isključio mogućnost da je temperatura jezgra manja od 15×10(na)6K.

Ipak, po nekim teorijama, u unutrašnjosti Sunca otprilike svakih sto miliona godina dolazi do skokovitog mešanja materije, koje dovodi do širenja jezgra i pada temperature u njemu. Pretpostavlja se da, usled ovog mešanja, dolazi do povećanja koncenracije jezgara težih elemenata u jezgru Sunca u odnosu na površinske slojeve. Zbog toga opada i nivo nuklearnih reakcija, a samim tim smanjuje se i broj emitovanih neutrina.

Prema proračunima, ovakva stanja, sa sniženom temperaturom u jezgru Sunca, traju po desetak miliona godina. Najverovatnije je da se u ovom trenutku Sunce nalazi u jednom takvom međustanju. Smatra se da je danas temperatura u jezgru Sunca oko 14×10(na)6 što je nešto niže od vrednosti koju predviđa Standardni model.

Umesto toga, karakteristike samih neutrina mogu da objasne nastale probleme. Ako bi neutrini posedovali bar vrlo malo masu, bilo bi moguće da oni promene svoje osobine, pa čak i da se transformišu u neke druge čestice tokom svog osmominutnog putovanja do detektora na Zemlji. Fizika elementarnih čestica poznaje tri oblika neutrina elektronski, mionski i taonski neutrino. U nuklearnim reakcijama na Suncu nastaju elektronski neutrini, ali tokom putovanja ka Zemlji oni mogu da se promene i postanu mionski ili taonski neutrini. Ovaj proces promene neutrina iz jednog oblika u drugi naziva se oscilacija neutrina. Prema ovom stanovištu, neutrini (elektronski) nastaju u jezgru Sunca u onom broju koji predviđa Standrardni model, ali neki od njih menjaju svoj oblik i tako izbegavaju detekciju pošto detektori mogu da detektuju samo elektronske neutrine. Predložene su eksperimentalne metode u blizini nuklearnih reaktora na Zemlji u kojima se proizvode neutrini i oni će najverovatnije omogućiti proveru ove ideje u narednih nekoliko godina.

Gde su nestali neutrini? Da li proton-proton ciklus funkcioniše na način an koji mi mislimo? Da li stavrno znamo koji se procesi odigravaju u dubinama Sunca i drugih zvezda? Za sada, misterija solarnih eutrina ostaje nerazjašnjena, mada većina fizičara favorizuje ideju o oscilovanju neutrina. Većina naučnika smatra da objašnjenje nedostatka neutrina neće biti u suprotnosti sa Standardnim modelom i našim znanjima o odigravanju proton-proton ciklusa u jezgru. Većina veruje da je ono što znamo o solarnoj fuziji u osnovi tačno i da treba da napreduje samo naše razumevanje fizike neutrina. Ali, i dalje postoji mogućnost da se usoro opet nađemo na samom početku traganja za odgovorom na jedno od najvažnijih pitanja nauke: Kako sijaju zvezde?



svetnauke.org