I. od sredi�ta do fotosfere

      U ovom dijelu kanim govoriti samo o unutarnjem dijelu Sunca - onom koji se ne vidi. Ako znamo da je fotosfera prvi proziran sloj, onda je jasno za�to je naslov "od sredi�ta do fotosfere". Nutrinu Sunca mo�emo podijeliti na tri zone: zona nuklearnih reakcija, radijativna zona i konvektivna zona. Svaka od njih zauzima otprilike tre�inu polumjera Sunca.

pojednostavljeni prikaz p - p ciklusa (Mislav Balokovi�)

      Zonu nuklearnih reakcija mogli bismo nazvati i Sun�evom jezgrom. Iz samog imena sredi�njeg dijela Sunca - zona nuklearnih reakcija jasno je da je ona definirana time �to se u njoj odvijaju nuklearne reakcije. Kako dolazi do nuklearnih reakcija? Temperatura u jezgri je 15.6 milijuna kelvina, a tlak je 10¹⁶ paskala. U takvom okoli�u plin prelazi u plazmu. Plazma je tvar u kojoj su atomi toliko stisnuti da su jezgre odvojene od elektrona koji slobodno lutaju. Takvo stanje materije svrstava se u �etvrto agregatno stanje. Postoji vi�e vrsta nuklearne fuzije. Kada imamo zadovoljavaju�e uvjete (kao �to su oni u jezgri Sunca) da se pokrene neka od tih vrsta nuklearne fuzije, onda je temperatura odlu�uju�a za vrstu koja �e se pokrenuti. Ona od 15,6 milijuna kelvina dovoljna je da se pokrene vrsta nuklearne fuzije nazvana p - p ciklus (proton - proton ciklus). U p - p ciklusu stapanjem vi�e vodika kao lak�eg elementa stvara se helij kao te�i element. Detaljnije; spajanjem �etiri protona stvara se jedna jezgra helija od dva protona i dva neutrona. Na ra�un ovog procesa u jezgri ima vi�e helija nego vodika. Dok se odvija p - p ciklus osloba�aju se goleme koli�ine energije u obliku gama - zra�enja i subatomskih �estica.

      Gama - zrake se ne prenose izravno iz mjesta nastanka na povr�inu Sunca. One se ve� nakon (u prosjeku) jednog centimetra svojega puta sudare s nekom jezgrom atoma ili slobodnim elektronom. Tako se u mnogobrojnim apsorpcijama i emisijama ili raspr�enjima gama - zrake raspr�uju na mnogo vi�e fotona ni�ih energija. Uz ovo je bitno napomenuti da se upravo zbog ovakvog prijenosa energije odr�ava visoka temperatura u jezgri Sunca. Uz takav slo�en na�in prijenosa energije, fotoni koji u ovom trenutku podra�uju na�e o�i stvoreni su prije milijun ili �ak deset milijuna godina! Ovaj na�in prijenosa energije naziva se zra�enje ili radijativni prijenos energije. Na taj se na�in energija prijenosi u radijativnoj zoni, �ime je i definirana.

     Sa subatomskim �esticama je potpuno druga�ija pri�a. Mi na Zemlji mo�emo detektirati samo jednu vrstu subatomskih �estica - neutrine, to�nije samo jednu vrstu neutrina - elektri�ne neutrine. Elektri�ni neutrini vrlo slabo me�udjeluju s materijom i zbog toga je njihov na�in puta puno jednostavniji i br�i. Izlaze iz Sunca ve� za 2,23 sekunde, radijus Sunca je upravo 2,32 svjetlosne sekunde. Va�nost neutrina je u tome �to nam oni govore o trenuta�nom stanju unutar Sunca, �to je svakako bolje od fotona starih deset milijuna godina.

      U Suncu se energija prijenosi na dva na�ina. Jedan od njih je gore navedeno zra�enje, a drugi je mije�anje ili konvekcija. Kao �to je radijativna zona odre�ena radijativnim prijenosom energije tako je sasvim logi�no da se iza imena konvektivne zone tako�er krije na�in prijenosa energije - konvekcija. U konvektivnoj zoni postoji i zra�enje, ali nema velikog udjela u prijenosu energije, drugim rije�ima ne mo�e se mjeriti s koli�inom energije koja se prenese konvekcijom. Topliji volumen plina se podi�e i prenosi toplinu na okolinu. Time se hladi, a hla�enjem spu�ta. To bi bio jednostavan opis neprekidnog procesa mije�anja koji se odvija u konvektivnoj zoni. Mije�anje koje se odvija u dubinama Sunca uzrok je mnogim pojavama na povr�ini Sunca.

II. od fotosfere do sun�eva vjetra

      Prije nego nastavimo s pri�om potrebno je razumjeti granice Sunca. Ako Sunce shva�amo kao plinovitu kuglu onda je ono mnogo ve�e od svog uvrije�enog radijusa. Kad zavr�i fotosfera po�inje mnogo rje�a kromosfera, a poslije kromosfere jo� rije�a korona. No tu nije kraj, dosad smo mogli zaklju�iti da Suncu gusto�a opada radijalnim �irenjem od jezgre. Nakon korone Sunce se na neki na�in nastavlja u obliku Sun�eva vjetra, koji se mo�e na�i jo� 50 � 100 a.j. od korone.

fotosfera

      Dakle, prvi proziran sloj sunca je fotosfera. Ona ne predstavlja niti nutrinu Sunca, a niti atmosferu, ali se uzima za najdonji sloj atmosfere. Na prijelazu iz konvektivne zone u fotosferu temperatura iznosi oko 9000 kelvina, a na prijelazu u kromosferu smanjuje se na 4500 kelvina. Kao �to vidimo temperatura se na Sun�evoj "povr�ini" mijenja s dubinom, ali zato se uzima da je efektivna temperatura fotosfere 5760 kelvina, �to se onda pak uzima za temperaturu povr�ine Sunca. Fotosfera je duboka svega 400 kilometara. Sva svijetlost koja dolazi od nje odlazi u me�uplanetarni prostor. Tako je ono �to mi vidimo kao Sunce ustvari svijetlost fotosfere �to opravdava njezino ime (fotosfera u prijevodu zna�i "sfera svijetlosti"). Mi vidimo samo svijetlost iz fotosfere, a to je na prvi pogled �udno ako znamo da se poslije nje nastavljaju jo� dva Sun�eva sloja koji su znatno deblji od fotosfere. No iako su znatno deblji od nje oni su i znatno rje�i, a samim time i znatno manje sjajniji. U fotosferi se de�avaju mnoge pojave uzrokovane konvekcijom, a to su: granule, supergranule i oscilacije. To troje mo�e se nazvati pravilnim gibanjima u fotosferi. Osim pravilnih gibanja, u fotosferi se pojavljuju i pjege. Ako pogledamo u Sunce mo�emo primijetiti kako je ono o�tro ome�eno krugom. Ta pojava naziva se tamnjenje ruba. Kada gledamo u centar Sunca gledamo otprilike 400 km duboko gdje je temperatura oko 9000 kelvina, a ako gledamo pri rubu Sunca ta dubina se smanjuje. S dubinom se smanjuje i temperatura, a �to je manja temperatura manji je intenzitet svijetlosti. Na ovaj se na�in obja�njava pojava tamnog kruga koji ome�uje na�u zvijezdu.

kromosfera

      Nakon fotosfere slijedi prvi sloj atmosfere - kromosfera. Ovaj sloj je definiran naglim opadanjem gusto�e. Od kraja fotosfere pa do po�etka korone gusto�a plina padne sa 10¹⁸1do 10⁹ atoma/cm³. Dubina kromosfere je 10 000 kilometara. U prvih 1500 kilometara od fotosfere temperatura padne za 500 kelvina, no nakon 1500 - tog kilometra temperatura raste s visinom, pa tako se do kraja kromosfere popne na 10 000 kelvina, a na prijelazu u koronu dostigne 1 000 000 kelvina.

spikule na suncu snimljene satelitom SOHO u ultraljubi�astom spektru (SOHO)

      Povr�ina Sunca izgleda kao da gori, a razlog tomu su spikule. Spikule su malene prominencije koje se javljaju oko rubova supergranula. Visine su od sedam do devet tisu�a kilometara. Osim spikula u kromosferi se pojavljuju i baklje, koje se pojavljuju preko �itavog Sunca. Postoje dvije vrste baklji; fotosferske i kromosferske. Sad kad sam napravio razliku izme�u te dvije baklje ponovo �u ih "spojiti"; to je ustvari isti objekt promatran u razli�itim slojevima Sunca. Baklje su sjajnije u rendgenskom zra�enju i na vi�oj su temperaturi od okoline Prema pravilu pjege se pojavljuju i i��ezavaju usred baklji, ali se baklje pojavljuju neovisno o pjegama. One obi�no traju po nekoliko mjeseci. U koroni iznad baklji se mo�e pojaviti koronina kondenzacija. Postoje jo� dva na�ina gibanja plina; u obliku prominencija i bljeskova. Ove dvije pojave nastaju u kromosferi odnosno fotosferi, ali se zbog veli�ine nastavljaju jo� daleko u koroninom podru�ju.

korona

      Korona je definirana izrazito malom gusto�om i visokom temperaturom; 1 - 2 x 10⁷ kelvina. Visoka temperatura se obja�njava energijom iz fotosfere koja se prenosi magnetskim poljem i akusti�nim radiovalovima. Korona zra�i milijun puta slabije od fotosfere. Svjetlost korone potje�e iz tri izvora:

      Postoji tako zvana bijela korona, to je na�in na koji koronu vidimo u integralnoj svijetlosti (npr. za vrijeme pomr�ina). Bijela korona se sastoji od K - korone i F - korone. U njoj se pojavljuju razni oblici: koronine strujnice, lukovi i perjanice. Perjanice se obi�no pojavljuju oko polova. Sve te pojave imaju oblike magnetskog polja. Korona (u bijeloj svijetlosti) u cijelosti ima razli�ite oblike. U maksimumu Sun�eve aktivnosti ima oblik kruga, a u minimumu se raspada na odvojene dijelove.

      Osim u integralnoj svijetlosti koronu promatramo i u rendgenskom podru�ju. Promatrana u tom podru�ju korona nije svugdje jednako sjajna. Podru�ja idu ovako od svijetlijiih ka tamnijim:

      U koroni se stalno odvija protok tvari, a razlog tome je taj �to je korona grani�no podru�je Sunca. Korona dobiva tvar iz dubljih podru�ja i to najvi�e putem spikula. Tvar se nerjetko u koroni zgu�njava i te�e nazad u kromosferu, pojava se doga�a u aktivnih oblika prominencija. U suprotnosti tomu de�ava se i to da Sun�eva tvar te�e u prostor, a to se zbiva putem bljeskova i Sun�eva vjetra.

gore desno vidite prominenciju - sunce izbacuje golemu masu usijanih plinova u me�u planetarni prostor; snimljeno u ultraljubi�astom spektru (SOHO)