I. od središta 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 zašto je naslov "od središta do fotosfere". Nutrinu Sunca možemo podijeliti na tri zone: zona nuklearnih reakcija, radijativna zona i konvektivna zona. Svaka od njih zauzima otprilike trećinu polumjera Sunca.

pojednostavljeni prikaz p - p ciklusa (Mislav Baloković)

      Zonu nuklearnih reakcija mogli bismo nazvati i Sunčevom jezgrom. Iz samog imena središnjeg dijela Sunca - zona nuklearnih reakcija jasno je da je ona definirana time što 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 okolišu 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 četvrto agregatno stanje. Postoji više vrsta nuklearne fuzije. Kada imamo zadovoljavajuće uvjete (kao što su oni u jezgri Sunca) da se pokrene neka od tih vrsta nuklearne fuzije, onda je temperatura odlučujuća za vrstu koja će 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 više vodika kao lakšeg elementa stvara se helij kao teži element. Detaljnije; spajanjem četiri protona stvara se jedna jezgra helija od dva protona i dva neutrona. Na račun ovog procesa u jezgri ima više helija nego vodika. Dok se odvija p - p ciklus oslobađaju se goleme količine energije u obliku gama - zračenja i subatomskih čestica.

      Gama - zrake se ne prenose izravno iz mjesta nastanka na površinu Sunca. One se već nakon (u prosjeku) jednog centimetra svojega puta sudare s nekom jezgrom atoma ili slobodnim elektronom. Tako se u mnogobrojnim apsorpcijama i emisijama ili raspršenjima gama - zrake raspršuju na mnogo više fotona nižih energija. Uz ovo je bitno napomenuti da se upravo zbog ovakvog prijenosa energije održava visoka temperatura u jezgri Sunca. Uz takav složen način prijenosa energije, fotoni koji u ovom trenutku podražuju naše oči stvoreni su prije milijun ili čak deset milijuna godina! Ovaj način prijenosa energije naziva se zračenje ili radijativni prijenos energije. Na taj se način energija prijenosi u radijativnoj zoni, čime je i definirana.

     Sa subatomskim česticama je potpuno drugačija priča. Mi na Zemlji možemo detektirati samo jednu vrstu subatomskih čestica - neutrine, točnije samo jednu vrstu neutrina - električne neutrine. Električni neutrini vrlo slabo međudjeluju s materijom i zbog toga je njihov način puta puno jednostavniji i brži. Izlaze iz Sunca već za 2,23 sekunde, radijus Sunca je upravo 2,32 svjetlosne sekunde. Važnost neutrina je u tome što nam oni govore o trenutačnom stanju unutar Sunca, što je svakako bolje od fotona starih deset milijuna godina.

      U Suncu se energija prijenosi na dva načina. Jedan od njih je gore navedeno zračenje, a drugi je miješanje ili konvekcija. Kao što je radijativna zona određena radijativnim prijenosom energije tako je sasvim logično da se iza imena konvektivne zone također krije način prijenosa energije - konvekcija. U konvektivnoj zoni postoji i zračenje, ali nema velikog udjela u prijenosu energije, drugim riječima ne može se mjeriti s količinom energije koja se prenese konvekcijom. Topliji volumen plina se podiže i prenosi toplinu na okolinu. Time se hladi, a hlađenjem spušta. To bi bio jednostavan opis neprekidnog procesa miješanja koji se odvija u konvektivnoj zoni. Miješanje koje se odvija u dubinama Sunca uzrok je mnogim pojavama na površini Sunca.

II. od fotosfere do sunčeva vjetra

      Prije nego nastavimo s pričom potrebno je razumjeti granice Sunca. Ako Sunce shvaćamo kao plinovitu kuglu onda je ono mnogo veće od svog uvrijeđenog radijusa. Kad završi fotosfera počinje mnogo rjeđa kromosfera, a poslije kromosfere još rijeđa korona. No tu nije kraj, dosad smo mogli zaključiti da Suncu gustoća opada radijalnim širenjem od jezgre. Nakon korone Sunce se na neki način nastavlja u obliku Sunčeva vjetra, koji se može naći još 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 što vidimo temperatura se na Sunčevoj "površini" mijenja s dubinom, ali zato se uzima da je efektivna temperatura fotosfere 5760 kelvina, što se onda pak uzima za temperaturu površine Sunca. Fotosfera je duboka svega 400 kilometara. Sva svijetlost koja dolazi od nje odlazi u međuplanetarni prostor. Tako je ono što mi vidimo kao Sunce ustvari svijetlost fotosfere što opravdava njezino ime (fotosfera u prijevodu znači "sfera svijetlosti"). Mi vidimo samo svijetlost iz fotosfere, a to je na prvi pogled čudno ako znamo da se poslije nje nastavljaju još dva Sunčeva sloja koji su znatno deblji od fotosfere. No iako su znatno deblji od nje oni su i znatno rjeđi, a samim time i znatno manje sjajniji. U fotosferi se dešavaju mnoge pojave uzrokovane konvekcijom, a to su: granule, supergranule i oscilacije. To troje može se nazvati pravilnim gibanjima u fotosferi. Osim pravilnih gibanja, u fotosferi se pojavljuju i pjege. Ako pogledamo u Sunce možemo primijetiti kako je ono oštro omeđeno 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 što je manja temperatura manji je intenzitet svijetlosti. Na ovaj se način objašnjava pojava tamnog kruga koji omeđuje našu zvijezdu.

kromosfera

      Nakon fotosfere slijedi prvi sloj atmosfere - kromosfera. Ovaj sloj je definiran naglim opadanjem gustoće. Od kraja fotosfere pa do početka korone gustoća 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 ultraljubičastom spektru (SOHO)

      Površina 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 tisuća kilometara. Osim spikula u kromosferi se pojavljuju i baklje, koje se pojavljuju preko čitavog Sunca. Postoje dvije vrste baklji; fotosferske i kromosferske. Sad kad sam napravio razliku između te dvije baklje ponovo ću ih "spojiti"; to je ustvari isti objekt promatran u različitim slojevima Sunca. Baklje su sjajnije u rendgenskom zračenju i na višoj su temperaturi od okoline Prema pravilu pjege se pojavljuju i iščezavaju usred baklji, ali se baklje pojavljuju neovisno o pjegama. One obično traju po nekoliko mjeseci. U koroni iznad baklji se može pojaviti koronina kondenzacija. Postoje još dva načina gibanja plina; u obliku prominencija i bljeskova. Ove dvije pojave nastaju u kromosferi odnosno fotosferi, ali se zbog veličine nastavljaju još daleko u koroninom području.

korona

      Korona je definirana izrazito malom gustoćom i visokom temperaturom; 1 - 2 x 10⁷ kelvina. Visoka temperatura se objašnjava energijom iz fotosfere koja se prenosi magnetskim poljem i akustičnim radiovalovima. Korona zrači milijun puta slabije od fotosfere. Svjetlost korone potječe iz tri izvora:

      Postoji tako zvana bijela korona, to je način na koji koronu vidimo u integralnoj svijetlosti (npr. za vrijeme pomrčina). Bijela korona se sastoji od K - korone i F - korone. U njoj se pojavljuju razni oblici: koronine strujnice, lukovi i perjanice. Perjanice se obično pojavljuju oko polova. Sve te pojave imaju oblike magnetskog polja. Korona (u bijeloj svijetlosti) u cijelosti ima različite oblike. U maksimumu Sunčeve aktivnosti ima oblik kruga, a u minimumu se raspada na odvojene dijelove.

      Osim u integralnoj svijetlosti koronu promatramo i u rendgenskom području. Promatrana u tom području korona nije svugdje jednako sjajna. Područja idu ovako od svijetlijiih ka tamnijim:

      U koroni se stalno odvija protok tvari, a razlog tome je taj što je korona granično područje Sunca. Korona dobiva tvar iz dubljih područja i to najviše putem spikula. Tvar se nerjetko u koroni zgušnjava i teče nazad u kromosferu, pojava se događa u aktivnih oblika prominencija. U suprotnosti tomu dešava se i to da Sunčeva tvar teče u prostor, a to se zbiva putem bljeskova i Sunčeva vjetra.

gore desno vidite prominenciju - sunce izbacuje golemu masu usijanih plinova u među planetarni prostor; snimljeno u ultraljubičastom spektru (SOHO)