o nama
  tko smo mi
  aktivnosti
  oprema
 
amaterska astronomija
 za početnike
 promatranje
 astrofotografija
 projekti i mjerenja
 recenzije opreme
 
svemir
 sunčev sustav
 duboki svemir
 istraživanja
 
zanimljivosti
  jeste li znali?
  astro humor
  ankete
 
galerija slika
 phobos
  naše astrofotke
 sunčev sustav
 duboki svemir
 ostalo
 
arhiva
 rječnik
 popis članaka
 stare novosti
 stare slike tjedna
 download
 
linkovi
 hrvatske stranice
 strane stranice
 
< sunce >
građa sunca

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:

  • E - korona ili emisijska korona, to je vlastito zračenje zbog visoke temperature. Atomi su tamo na visokim temperaturama i višestruko ionizirani. Izraženo je samo nekoliko spektralnih linija, ali ih je otkriveno stotinjak. Među ostalim E - korona sadrži i slab kontinuirani spektar nastao zakočnim zračenjem.
  • K - korona, oznaka K ovdje potječe od kontinuiranog spektra. To je fotosferska svijetlost raspršena brzim slobodnim elektronima. Spektralne linije ne postoje zbog velike brzine elektrona na kojima se svjetlost raspršuje.
  • F - korona, ova svijetlost nastaje također raspršenjem fotosferske svijetlosti, ali ovaj put na čestice prašine koje dolaze iz međuplanetarnog prostora, ali se protežu do u najveće blizine ka Suncu. Oznaka F dolazi od Fraunhoferova spektra, ta vrsta zračenja svijetlosti ima također kontinuirani spektar, ali sa Fraunherovim spektralnim linijama.

      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:

  • koronina kondenzacija - vertikalna produženja kromosferskih baklji, dakle najaktivnijih područja Sunca;
  • koronini lukovi - oni oslikavaju raspored magnetskog polja, a tipični su za bijelu koronu;
  • koronine točke - najmanje su istražene, manje su od granula. I u njima je također koncentrirano magnetsko polje. U prosjeku traju manje od deset sati.
  • koronine šupljine - ta se područja zapravo ne vide što nam govori i njihovo ime. Razlog zašto se ne vide u rendgenskoj svijetlosti je to što je tvar u njima niže temperature i manje gustoće. U njima je magnetsko polje unipolarno, što znači da se silnice magnetskog polja pružaju od Sunca u međuplanetarni prostor. Za razliku od šupljina u ostalim dijelovima korone polje je bipolarno što znači da se silnice kreću od Sunca i savijaju natrag prema njemu. Koronine šupljine nalaze se na području polova i spuštaju se prema ekvatoru. Preživljavaju i po nekoliko Sunčevih perioda rotacije.

      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)

 

sunčev vjetar

      Otkriven je 1962. godine, a otkrio ga je Mariner 2. No prije nego li je otkriven predviđen je teorijski. Vjetar teče na cijelom prostoru oko Sunca. On je uzrok mnogih pojava od kojih su najpoznatije polarna svijetlost i kometski repovi. Sunčev vjetar je u stvari tok ioniziranog plina, a u međuplanetarnom području ima prosječnu brzinu 450 km/s (od 300 do 900 km/s). Koncentracija čestica Sunčeva vjetra na položaju Zemlje vrlo je rijetka, oko četiri elektrona i četiri protona po kubičnom centimetru.

      Pitanje je kako nastaje Sunčev vjetar? Sunčev vjetar je posljedica visoke temperature i tlaka korone. Kada imamo rijedak međuplanetarni prostor s jedne strane i gusto Sunce s druge strane dolazi do nadzvučnog strujanja plina. Pošto taj plin ima brzinu veću od 600 km/s, što je brzina oslobađanja za Sunce, on se oslobađa i prelazi u međuplanetarni prostor.

      Sunčev vjetar osim što je uzrok nekim pojavama utječe i na gibanje malih tijela Sunčeva sustava. Svi znaju da Sunčevo zračenje itekako utječe na tijela Sunčeva sustava, ali upravo čudno zvuči da ono ima utjecaj na njihovo gibanje. Iako je riječ o vrlo malom rasponu tijela, onih najsitnijih (na primjer sitni meteori), na njihove staze tlak Sunčeva zračenja ostvaruje značajan utjecaj. Ova sila djeluje u suprotnom smjeru od smjera gravitacije Sunca, što je logično budući da Sunčev vjetar ima smjer širenja od Sunca u svim pravcima. Sada svatko shvaća koliko je mala masa tih tijela kada Sunčev vjetar ima veći utjecaj na njih od njegove gravitacije. Posljedica djelovanja ove sile jest udaljavanje malih tijela od Sunca. Sila je proporcionalna; intenzitetu zračenja svijetlosti koja dolazi sa Sunca i poprečnom presjeku obasjanog dijela čestice koja je zahvaćena silom. Omjer gravitacijske sile i sile koja dolazi od tlaka zračenja Sunca za sva je tijelo konstantan i približno iznosi 1,3 x 104 A/m, ako je A površina poprečnog presjeka tijela, a m masa tijela.

      Sve o čemu govorimo zanemarivo je kod gibanja velikih ili malih planeta Sunčeva sustava. Drugim riječima omjer A/m mora biti veoma malen da bi tlak Sunčeva zračenja prevladava gravitacijsku silu, a tek kada se to desi ova sila dolazi do izražaja. U praksi najbolji primjer za ovu silu predstavljaju repovi kometa. Naime oni su, iako je komet privučen ka Suncu, okrenuti od njega, što se objašnjava djelovanjem Sunčeva vjetra. Načelno, gibanje tih malih čestica možemo usporediti s gibanjem velikih planeta, samo pri tome moramo uzeti novu konstantu. To jest, moramo u klasičnoj gravitacijskoj konstanti uzeti u obzir i utjecaj tlaka Sunčeva zračenja. Ta je konstanta negativna (čestice se udaljavaju od Sunca) i uzima u obzir veličinu silom zahvaćenih čestica. Putanje takvih čestica su hiperbole konveksne u odnosu na Sunce.

Nikola Maslać, <1.2.2004.

građa sunca

home

hrvatski

slika tjedna
U ovoj rubrici donosimo vam svaki tjedan (ili tako nešto) sliku koja nam je zapela za oko te kratki opis onoga što vidite. Sve stare slike tjedna možete naći u arhivi.
 
karte neba
Što gledati ovaj mjesec? Skinite karte neba za bilo koji puni sat, popis zanimljivih objekata i bacite se na promatranje!
 
resursi