1. uvod
Sunce je samo jedna od preko 100 milijardi 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 gotovo i nema civilizacije u kojoj Suncu nije pripisivan božanski karakter.
 |
|
Položaj Sunca u Galaksiji | Položaj okolnih zvezda u odnosu n Sunce |
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 je veći od poluprečnika naše planete. Zapremina Sunca je 1,3 miliona puta veća od zapremine Zemlje.
 |
| SOHO MDI 1996 may 24 00:00 UT 31 minute filter |
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 polova rotiraju većom brzinom nego ekvatorske 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.
 |
| Slika 4 |
Na slici 4 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 g 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 hiljada 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).
2. U CENTRU SUNCAU 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.
Kao što je poznato masa Sunca iznosi 2◦1030 kg, a ukupna energija koju ono zrači iznosi oko 4◦1026J. Efikasnost Sunca može se lako dobiti jednostavnim deljenjem ove dve vrednosti. Tako se dobija da ono zrači 2◦10-4 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◦1013J/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.
Tipična fuziona reakcija može se prikazati jednačinom:
jezgro 1 + jezgro 2 à 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= mc2
Na osnovu jednačine se vidi da je 1 kg materije ekvivalentan energiji od 9◦1016J. 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.
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 10-15m 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 107K. Upravo ovakvi uslovi vladaju u jezgru Sunca i drugih zvezda.
 |
| Slika 2.1 |
Na toliko visokim temperaturama dva protona mogu da interaguju i pri tome nastaje drugi proton, neutron i dve nove elementarne čestice (slika 2.1). Ovakva reakcija može se predstaviti jednačinom:
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.
U ovom procesu nestaju i čestica i antičestica a oslobađa se ekvivalentna energija u obliku fotona g-zraka.
Poslednji produkt (oznaka 
) reakcije (1) je čestica koja je poznata pod nazivom netrino. Naziv ove čestice izveden je i italijanskog jezika i znači "mali neutralan". Neutrini ne poseduju naelektrisanje, a smatra se da je njihova masa vrlo mala, deset hiljada puta manja od mase elektrona (koji ima dve hiljade puta manju masu od protona). Ustvari, fizičari još sa sigurnošću ne znaju, ne samo u to kolika je masa neutrina, već da li on uopšte i ima masu. Neutrini se kreću brzinom svetlosti, ili sasvim blizu nje, i skoro da uopšte ne interaguju sa materijom. Oni mogu da se kreću bez zaustavljanja kroz olovni zid debljine nekoliko svetlosnih godina. Ono malo interakcije između neutrina i materije ostvaruje se delovanjem slabih nuklearnih sila. Zbog ovakvih osobina neutrina vrlo ih je teško detektovati. Neutrine je moguće detektovati samo u specijalnim uslovima i pomoću vrlo osetljivih instrumenata.
Neutron i proton koji su nastali u reakciji (1) spajaju 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:
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:
Ova reakcija predstavlja drugi korak proton-proton ciklusa. Energija koja je ovde nastala oslobađa se u obliku g-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:
 |
| Slika 2.2 |
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 g-zraka. Ceo proces prikazan je na slici 2.2. Proton-proton ciklus se može predstaviti jednačinom:
Fotoni g-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:
Sumarno ove reakcije mogu da se predstave jednom jednačinom:
Ukupno gledano rezultat CNO ciklusa je, isto kao i kod proton-proton ciklusa, fuzija 4 vodonikova jezgra u jedno jezgro helijuma. Ugljenik 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 2.3 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 15×106 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 20×106 K pa je u njima CNO ciklus dominantan u odnosu na proton-proton ciklus.
2.4. 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◦1013 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◦10-27kg, a masa jezgra helijuma-4 iznosi 6,6466◦10-27kg, dok su neutrini bez mase. Razlika u ukupnoj masi između produkata i reaktanata (tj. defekt mase) u reakciji (3) iznosi 0,048◦10-27kg. 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◦10-12J (tj. 26,7 MeV) energije i to je energija koja nastane od svakih 6,7◦10-27kg vodonika. Lako se vidi da od jednog kilograma vodonika nastane 6,4◦1013J – 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.
3. UNUTRAŠNJA STRUKTURA
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 (slika prenostoplote.jpg). 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 g-zraka da se potpuno neometano kreću. U ovom potpuno jonizovanom gasu apsorpcija fotona je vrlo retka, ali često dolazi do rasejavanja g-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.
 |
| Unutrašnjost Sunca |
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 (n1 = e / h , gde je h Plankova konstanta). 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.
4. Površina sunca – fotosfera
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 2×10-4kg/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.
|
| Veća slika 51k |
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.
4.1. Pege
|
Na slici levo 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.
 |
| Pege na Suncu |
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.
4.2. 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 (kod najmanjih pega magnetno polje iznosi oko 10-2T, a kod najvećij 0,4 T; u neporemećenim oblastima magnetno polje Sunca ima jačinu oko 1,510-4T), 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 desno 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 desno 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 16.19) 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.
5. Atmosfera Sunca
|
| Slika spektra. Veća 21k |
Astronomi, ogromnu količinu podataka o Suncu mogu da prikupe analizom spektralnih linija u linijskom spektru fotosfere i drugih slojeva atmosfere Sunca. Na slici desno prikazan je 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 (sl. 2), emitujući ili apsorbujući foton određene frekvencije, tj određenu energiju. (slika 3)
| |||
Slika 2 | Slika 3 |
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.
 |
| Veći crtež 27k |
Kako je prikazano na slici desno 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 = s×T4, 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.
 |
| Veća slika 23k |
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 dole 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 (sl desno).
Tabela
Element Količina Količina |
Vodonik 91,2 71,0 |
5.2 Hromosfera
 |
| Korona |
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 desno prikazano je 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 1019 m-3, a na visini od 10.000 km oko 1015 m-3. Koncentracija elektrona na tim visinama iznosi 1011 m-3, odnosno 109 m-3.
 |
| Spikule |
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 (slika desno). 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.
KOJI TELESKOP DA KUPIM?
