SHARE

Sunce je nama najbliža zvijezda i najvažniji izvor energije, koji održava život na Zemlji. Energija Sunca se emituje u vidu zraka, koji se pravolinijski prostiru od Sunca na sve strane po kosmosu. Od ukupne energije koju Sunce emituje do Zemlje dospijeva sasvim mali dio, čak dvomilijarditi. Sunce čini 99,8 % ukupne mase Sunčevog sistema. Ono nije statično, već vrši revoluciju oko centra galaksije zajedno sa ostalim zvijezdama. Da bi završilo jednu orbitu potrebno mu je 200 miliona godina.

Osnovne brojke o Suncu:
Poluprečnik Sunca: 1,4 miliona km (109 puta veći od Zemljinog (6371))
Zapremina Sunca: 1 083 milijarde km³ (1 300 000 puta veća od Zemljine)
Gustina Sunca: prosječna je oko 1,4 g/cm³, dok u jezgru iznosi oko 160 g/cm³
Masa Sunca: oko 330 000 puta veća od mase Zemlje
Temperatura Sunca: na površini oko 6 000˚C, a u njegovoj unutrašnjosti oko 16 miliona˚C

Poslije Sunca, Zemlji je najbliža zvijezda Alfa Kentauri, udaljena 4 svjetlosne godine (svjetlosna godina je rastojanje koje svjetlosni zrak pređe za godinu dana krećući se brzinom od 300 000 km/s ili 9,5 biliona km).

suncePodručja u unutrašnjosti Sunca imaju različitu temperature, gustinu i način prenosa energije. Iz tih razloga Sunčevu unutrašnjost dijelimo na:
Jezgro. U jezgru vlada temperatura od 2 ∙106˚C i izuzetno jak pritisak. U takvim uslovima jezgra vodonika (protoni) se sudaraju stvarajući jezgra helijuma, a dio početne mase vodonika (0,7 %) se pretvara u energiju. Proces pretvaranja vodonika u helijum se naziva fuzija. Za jezgro je karakteristično to da je jedini dio Sunca koji proizvodi energiju.
Zona zračnja. Kada se u jezgru proizvede energija ona se prenosi u sledeće slojeve zračenjem. U radijacionoj zoni ili zoni zračenja, idući od jezgra ka površini temperature polako opadaju, dok u djelovima ove zone koji su udaljeniji od jezgra temperature naglo opadaju.
Konvektivna zona. Iznad radijacione zone, usled pada temperature i turbulentnih kretanja, energija se prenosi konvekcijom. Ova zona se odlikuje velikim kretanjima masa. Toplije i lakše mase se izdižu ka površini, a hladnije i teže padaju u niže slojeve konvektivne zone.

Blazing-SunDanas postoji mišljenje da su zona zračenja i konvektivna zona razdvojene, tzv. Tachocovom ljuskom. Ovaj dio Sunca se sastoji iz više slojeva koji klize jedan po drugom i omogućuju postupni prelaz prenosa energije zračenjem u konvekciju. Takođe, ovo je zona u kojoj Sunce stvara svoje magnetno polje. Nastajanje manetnog polja Sunca je vezano za gibanje samog Sunca, koje se nalazi u posebnom agregatnom stanju – plazmi. Plazma je jako joniziran plin. Za nju je karakteristično da je neutralna, ali električki vidljiva zbog brojnih jezgara i slobodnih elektrona.
Sunčeva atmosfera se dijeli na sledeće sfere:
1) Fotosfera. Unutrašnje sfere Sunca su obavijene površinskim slojem koji se naziva fotosfera. Ovo je vidljiva površina Sunca koja isijava jaku svjetlost sa prosječnom temperaturom od 6000˚C. Na njoj se smjenjuju relativno svjetlija i tamnija područja. Svjetlije površine imaju temperature oko 7000˚C a nazivaju se baklje, buktinje ili fakule. Tamnije površine su Sunčeve pjege (to su ustvari, vrtložna kretanja usijanih gasova), sa temperaturom od 4500˚C. Zapažena je periodičnost pojava maksimuma pjega na Suncu od 11 godina.
2) Hromosfera. Ona se prostire oko 1500 km iznad fotosfere. Sastoji se od velikih, do 14 000 km visokih mlazeva usijanih gasova, koji se nazivaju protuberance. Oni se mogu otkinuti od Sunca, ali se njihov najveći dio zbog njegove privlačne sile vraća ponovo prema njemu. Maksimalni broj protuberacni poklapa se sa maksimalnim brojem Sunčevih pjega, a utvrđeno je da postoje i drugi ciklusi sa pojačanom i smanjenom Sunčevom aktivnošću, koji traju nekoliko desetina i stotina godina.
3) Prelazno područje. To je tanki sloj Sunčeve atmosfere iznad hromosfere, debljine od 200 km. Ova zona je teško vidljiva sa Zemljine površine, jer zrači većinu svjetlosti u ultraljubičastom dijelu spektra.
4) Korona. To je krajnji spoljni dio hromosfere. Najviše je razređen dio Sunčeve atmosfere. Njena slaba srebrnasta svjetlost je upola manja od svjetlosti punog Mjeseca. Spektralnim analizama je utvrđeno da su atomi svih elemenata u koroni visoko jonizovani, što je posledica veoma visokih temperatura. U koroni se mogu uočiti lukovi, zraci, erupcije, šupljine… Jedna od najvećih zagonetki Sunca je bila njegova ekstremno vruća korona. Naime, termodinamički nije objašnjivo da je Sunčeva fotosfera hladnija od njegove atmosfere. To bi bilo isto kao kada bi para koja izlazi iz lonca imala već temperaturu od lonca iz kojeg ona izlazi. Danas se smatra da do grijanja korone dolazi zbog širenja valova iz Sunčeve unutrašnjosti i procesa u kojima se oslobađa magnetna energija u cijeloj Sunčevoj atmosferi.

Astrosismologia-la-musica-de-las-estrellasPored prethodno navedenih pojava u Sunčevoj unutrašnjosti i atmosferi, na Suncu se nalaze još i sledeće pojave:
1) Granule ili konvekcijske ćelije. To su izranjajuće/uranjajuće tvorevine plazme u fotosferi koje su jasno vidljive u bijeloj svjetlosti. Uzdižući dio granule se nalazi u centralnom dijelu gdje je vruća plazma, dok su spoljna područja granule hladnija (spuštajuća plazma). Granule, zbog različitih veličina dijelimo u dvije vrste:
1.1. Granulaciju. Ona Sunčevoj fotosferi daje tipičan ,,zrnast” izgled. Granule su veličine nekoliko hiljada kilometara, a same granule traju od 8 do 20 minuta.
1.2. Supergranulaciju. One se pomjeraju do nekoliko desetina hiljada kilometara duboko u konvektivnu zonu, a mogu trajati do jedan dan.
2) Spikule. To su dinamični, svijetli izbačaji plazme na krajnim djelovima granula i traju od 5 do 15 minuta prije nego što iščeznu ili padnu nazad u fotosferu. Procjenjeno je da se na Suncu svake sekunde dogodi oko 300 000 takvih izbačaja plazme. Spikule doprinose zagrijavanju viših djelova Sunčeve atmosfere.
-423853) Prominencije. To su pojave u Sunčevoj atmosferi nalik izduženom oblaku, koje vidimo kao svijetle pojave u koroni. Obično su smještene između područja različitog polariteta magnetnog polja, a to magnetno polje ih održava u njihovom ,,lebdenju” iznad fotosfere. Prominencije po njihovoj dinamici dijelimo na:
3.1. Mirne. One lebde u atmosferi Sunca i mogu trajati mjesecima. Takođe one mogu mijenjati svoj položaj na Suncu i smjer pružanja. Većina prominencija spada u grupu mirnih.
3.2. Aktivne. One se javljaju pretežno u blizini pjega. Nakon nestabilnosti koja je uzrokovana magnetnom nejednakošću one bivaju izbačene u međuplanetarni prostor. Neke erupcije aktivnih prominencija su toliko snažne da dostižu brzinu do 2000 km/s.
4) Sunčevi bljeskovi. To su procesi naglog oslobađanja magnetne energije u Sunčevoj atmosferi. Bljeskove možemo opaziti kao nagla pojačanja svjetlosti u fotosferi. Energiju oslobođenu u blijesku možemo uporediti sa energijom koju cijelo Sunce izrači u jednoj sekundi, a mogu trajati od nekoliko minuta do desetak sati. Najsnažniji bljeskovi se događaju za vrijeme najveće Sunčeve aktivnosti, par puta godišnje, dok se slabiji bljeskovi događaju jednom dnevno.
5) Sunčevi koronini izbačaji. To su eruptivni procesi u Sunčevoj atmosferi koji predstavljaju jedan od načina izbacivanja Sunčeve plazme i magnetnog polja u međuplanetarni prostor. Koroninim izbačajima je potrebno od 1 do 5 dana da pređu rastojanje od Sunca do Zemlje. Opažaju se koronografima. Koronograf je vrsta teleskopa koji stvaranjem vjestačkog pomračenja Sunca omogućuje vidljivost korone. Koronini izbačaji imaju trodjelnu strukturu, tj. oblika su putujućeg svijetlog luka kojeg slijede tamna šupljina i prominencija koja je eruptirala. Mjerenja pokazuju da uobičajeni koronini izbačaji sadrže 1012 kg plazme. Brzine ovih izbačaja se kreću od nekoliko desetina do nekoliko hiljada km/s.

filament_banner

Pomračenje Sunca nastaje kada se Mjesec nalazi između Zemlje i Sunca. Pošto Mjesec zakloni Sunce njegova sjenka pada na Zemljinu površnu, kada je totalno pomračenje na dijelu na kojem sjenka pada. To je ustvari pomračenje na Zemlji, iako se naziva pomračenje Sunca. Ako sjenka ne prodire do Zemlje zbog udaljenosti mjeseca onda je prstenasto pomračenje. Mjesečeva sjenka se pomjera po Zemljinoj površini brzinom od 1 km/s, a njena širina je najviše 270 km, pa pomračenje može trajati najviše 7 minuta i 40 sekundi.

wallpaper-1492818_1280Pomračenja se događaju u pravilnim razmacima od 18 godina, 11 dana i 8 časova i nazivaju se ,,saros” – što znači ponavljanje. Tokom jednog sarosa dogodi se prosječno 43 Sunčeva pomračenja, od čega 13 potpunih.

Pripremio: Marko Drašković

Literatura:
D. Roša, A. Valečić, Z. Drvar, D. Hržina, I. Romštajn, D. Maričić, M. Bašić, (2016): ASTRONOMIJA 1-web izdanje. Zvjezdarnica Zagreb – Zagrebački astronomski savez, Zagreb.
V. Ducić, G. Anđelković (2006): Klimatologija – Praktikum za geografe. Geografski fakultet, Beograd.
D. Dukić (1999): Klimatologija. Geografski fakultet, Beograd.
M. Burić, G. Barović (2004): Astronomska geografija. Filozofski fakultet, Nikšić.
D. Dolinaj (2014): Osnovi astronomije za geografe. Novi Sad.

LEAVE A REPLY

Please enter your comment!
Please enter your name here