Sunce je nama najbliža i najbolje proučena zvezda. Zbog blizine, Sunce
je jedina zvezda čiju površinu i atmosferu možemo detaljno proučavati.
Unutrašnjost Sunca čini:
1)
Jezgro - zona u kojoj se u fuzionim reakcijama lakših
jezgara dobijaju teža atomska jezgra. Nukleoni prelaze iz stanja sa
manjom u stanja sa većom energijom vezivanja, što je praćeno emisijom
dela energije veze. Fuzione reakcije koje se odvijaju u Sunčevom jezgru
su egzotermne termonuklearne reakcije i u njima se, na račun defekta
mase, oslobađa energija koja se prenosi kroz Sunce i oslobađa u okolni
prostor.
2) Radijativna zona - pošto temperatura opada od središta
Sunca ka površini, u radijativnoj zoni se energija nastala u središtu
Sunca prenosi zračenjem do oko 0.70 poluprečnika Sunca.
3) Konvektivna zona - proteže se u oblasti od gornje
granice radijativne zone do fotosfere. Osnovni mehanizam prenošenja
energije je konvekcija -mešanje supstance.
Površina Sunca - fotosfera je bleštava Sunčeva površina
koja deli neprozračnu unutrašnjost od razređene prozračne atmosfere.
Iznad fotosfere se prostire Sunčeva atmosfera koja se sastoji iz hromosfere,
korone i Sunčevog vetra koji predstavlja stalno isticanje materije iz
korone u međuplanetarni prostor.
2. Atmosfera Sunca
Krajem XVI i početkom XVII veka, posmatranjima i radovima Klavija i
Keplera, došlo se do zaključka da Sunce ima atmosferu. Na osnovu analize
elektromagnetnog zračenja Sunca poznato je da je njegova atmosfera slojevita.
Mogu se izdvojiti dva osnovna sloja: hromosfera i korona. Iznad korone
se prostire u međuplanetarni prostor Sunčev vetar. Sunčev spektar (slika
1.) se sastoji od preko hiljadu fraunhoferovih linija koji pokazuju
prisustvo 67 različitih elemenata, u različitim stanjima ekscitacije
i jonizacije.
Slika 1. Spektar Sunca, brojevi talasnih dužina su u angstremima (Palomar
Observatory/Caltech)
Spektralnom analizom Sunčeve atmosfere je utvrđeno da Sunce pripada
spektralnoj klasi G2 V, što znači da ima izražene spektralne linije
metala i da je žuto-bela zvezda (G2), a V označava da je običan patuljak.
Sunce se sa spektralnom klasom G2 V nalazi na sredini glavnog niza na
Hercšprung-Raselovom diagramu.
2.1. Hromosfera
Hromosfera (grčki χρωμοσ - boja) je dobila ime zbog svoje intenzivne
svetlosti i predstavlja deo atmosfere koji se nalazi iznad fotosfere.
Da bi se uočila potrebno je iz spektra izdvojiti određene talasne dužine,
koje odgovaraju spektralnim linijama, u kojima hromosfera najviše zrači.
To su linije Ha vodonika (X=656.3 nm), zatim CalI K (X=393.4 nm), i
CalI H1 (396.8 nm) itd. U Hromosferi za razliku od unutrašnjosti Sunca,
gde je temperatura opadala ka površini, temperatura raste sa visinom.
Za granicu između fotosfere i hromosfere uzima se visina gde je temperatura
plazme minimalna i ima oko 4200 K. Temperatura raste i dostiže vrednost
preko milion stepeni u prelaznoj oblasti između hromosfere i korone.
Debljina hromosfere nema precizne granice i iznosi od 2000 km do 10
000 km. Gustina hromosfere je mnogo manja od gustine fotosfere, tako
da je ona providna. Zbog toga je vidljiva samo uz korišćenje specijalnog
posmatračkog pribora i samo za vreme potpunog pomračenja Sunca. Za vreme
pomračenja hromosfera može da se vidi samo nekoliko sekundi između drugog
i trećeg prividnog kontakta Mesečevog i Sunčevog diska (slika 2). Može
se videti oblast crvene boje, koja potiče od Ha emisione linije vodonika.
Slika 2. Faze potpunog pomračenja Sunca. Prvi
"kontakt" (na levoj strani),
drugi i treći "kontakt" (sredina), četvrti "kontakt"
(na desnoj strani)
Hromosferu korakterizuju i intenzivna turbulentna kretanja. Na visini
od 500 km, brzina tih kretanja je oko 5 km/s, na visina od 5 000 km
oko 20 km/s. U hromosferi dolazi do naglog opadanja koncentracije čestica.
Na visini 1 000 km iznad fotosfere, koncentracija vodonikovih atoma
(koji su uglavnom jonizovani) iznosi oko 1019 m-3, a na visini od 10
000km oko 1015 m-3. Hromosfera ima zrnastu strukturu. Zrna su u obliku
vlakana, flokula, dužine i do nekoliko hiljada kilometara. Flokule se
uočuju i kod hromosferskih baklji (hromosferskih fakula).
Hromosferske fakule javljaju se kod bipolarnih magnetnig oblasti i traju
od 200-300 dana.
U oblasti blizu hromosferskih baklji uočavaju se i tamna vlakna, filamenti
koji predstavljaju projekciju protuberanci na Sunčev disk.
U hromosferi se javljaja i hromosferska mreža, koja se javlja kao rezultat
delovanja supergranula (koje se formiraju u fotosferi). Hromosferska
mreža proteže se vertikalno celom visinom hromosfere i dobro se uočava
u K liniji (λ=393.4 nm) jednostruko jonizovanog kalcijuma.
2.1.1. Spikule
Horizontalna isticanja plazme iz središta supergranule dovode do istiskivanja
magnetnog polja ka obodu supergranule. Po obodu supergranula, prateći
pravac sabijenih linija magnetnog polja, iz nižih slojeva hromosfere,
uzdižu se spikule.
Spikule predstavljaju male erupcije vrućeg gasa, temperature oko 15
000 K. Koncentracija čestica u njima je 1018 m-3. One predstavljaju
nehomogenost fotosfere. Visina spikula može dostići i 10 000 km, dok
njihova prosečna širina iznosi oko 750 km. Srednja brzina kretanja materije
u njima je oko 25 km/s. One se javljaju iznad granica supergranula.
Na granicama ćelija dolazi do povećanja intenziteta zračenja, što znači
da je tamo materija toplija i gušća. Pošto se spikule javljaju iznad
granica supergranula, supergranule imaju ulogu u njihovom stvaranju.
Horizontalno kretanje materije u ćeliji supergranule "nosi sa sobom
cevi" magnetnog fluksa, ka rubovima ćelije, gde se ove "cevi"
međusobno spajaju i stvaraju jače magnetno polje po dužini granica supergranularnih
ćelija. Prateći pravac linija magnetnog polja, materija se diže i spušta
iznad površine Sunca stvarajući na ovaj način spikule.
2.1.2. Hromosferske erupcije
Jedna od manifestacija Sunčeve aktivnosti su erupcije (eksplozije) u
hromosferi. To su iznenadjujući, kratkotrajni procesi, u kojima dolazi
do velikog porasta intenziteta zračenja u ograničenim delovima hromosfere.
Rezervoar energije za erupcije je nepotencijalno magnetno polje, a ključna
faza je eksplozivno oslobađanje energije verovatno anihilacijom magnetnog
polja. Konfiguracija magnetnog polja koja proizvodi erupciju sadrži
neutralnu ravan između suprotno orijentisanih magnetnih linija sile
duž kojih se kreće plazma. Tu je magnetni pritisak najveći. To se dešava
iznad pega koje se uzajamno približavaju ili sudaraju (slika 2). Erupcija
počinje naglo, dostiže maksimum za nekoliko minuta, a završava se za
menje od jednog sata. Posle erupcije se izmeni struktura magnetnog polja.
Slika 2. Šematski prikaz erupcija
Mehanizam nastanka erupcija je dosta složen, on je najverovatnije u
vezi sa strujnim tokovima neposredno ispod fotosfere. Takvi tokovi menjaju
magnetno polje i u atmosferi Sunca. Ova kretanja zahvataju i liniju
nultog polja, oko koje se vrši preraspodela magnetnih flukseva. Zbog
njihove promene, indukuje se električno polje, koje stvara struju duž
linije nultog polja u tankom plazmenom sloju. U njemu se skuplja energija
magnetnog polja. Ova struja zagreva plazmu. U početnoj fazi zagrevanje
je malo, s obzirom da je plazma dobar provodnik električne struje. Pošto
se sloj, zbog Džulove toplote širi i razređuje, električni otpor sredine
raste, tako da i zagrevanje plazme postaje intenzivnije, a time se razvija
turbulentnost i dolazi do razaranja sloja. To je praćeno oslobađanjem
velike energije magnetnog polja, u ovom sloju. Izvršava se transformacija
energije magnetnog polja u kinetičku energiju čestica (tj. toplote)
i energije zračenja.
Kod eksplozije dolazi do lokalnog zagrevanja plazme do temperature od
107 do 108 K. Oslobođenu energiju (1023 - 1026 J) odnosi zračenje kao
i čestice raznih energija.
2.2. Korona
Korona (kruna), predstavlja spoljašnji deo Sunčeve atmosfere. To je
najtopliji i najređi sloj atmosfere Sunca. Korona se prostire do nekoliko
Sunčevih poluprečnika, iako se njena gornja granica ne može tačno odrediti,
zbog toga što se preko Sunčevog vetra, ona prenosi u međuplanetarni
prostor. Dimenzije i oblik korone, kao i procesi koji se odvijaju u
njoj, zavise od magnetne aktivnosti na Suncu. U vreme minimuma aktivnosti
ona je iznad polova sabijena, dok je duž ekvatora izdužena. U periodu
maksimuma Sunčeve aktivnosti, korona skoro simetrično okružuje čitavo
Sunca. Temperatura korone dostiže maksimum od oko 2 miliona stepeni,
na visini prbližno 1/10 poluprečnika Sunca od fotosfere. Posle toga
ona postepeno opada. Masa korona nije veća od 5-1014 kg. U spektralnom
pogledu, korona se deli na tri komponente: E, K i F.
Svetlost E - korone, ili emisijne korone, se sastoji iz stotina svetlih
linija. U optičkom delu su sjajne: zelena linija Fe13+ (X ~ 530,3 nm),
crvena linija Fe9+, žuta linija Ca14+, druga crvena linija N14+ itd.
E - korona emituje i linije u ultraljubičastom i rendgenskom delu spektra.
Višestruka jonizacija atoma u koroni posledica je njihovog sudara sa
slobodnim elektronima. Prema Ajnštajnovoj formuli za fotoelektrični
efekat (1) može da se odredi temperatura korone koja je potrebna za
višestruku jonizaciju spomenutih atoma:
(1)
Gde je hv energija jonizujućeg fotona, (h = 6,62-10-34 Js - Plankova
konstanta); c - izlazni rad elektrona; mv2/2 - kinetička energija oslobođenog
elektrona. Frekvencija:
(2)
Gde je c - brzina svetlosti; λ - talasna dužina.
Uz pretpostavku da je kinetička energija oslobođenog elektrona jednaka
nuli, može se izračunati jonizacioni potencijal npr Fe13+ i on iznosi
oko 325 eV. Iz jednakosti jonizacionog potencijala i energiji čestice
(3) dobija se vrednost kinetičke temparatura oko 2,5-106 К.
(3)
K - korona se sastoji od rasejane svetlosti fotosfere na slobodnim elektronima
čija je brzina zbog ogromne temperature korone toliko velika da se Freunhoferove
linije zbog Doplerovog efekta toliko prošire da se ne mogu uočiti, tako
da je spekar kontuiran i bez apsorpcionih linija. Svetlost F - korone
se sastoji od fotosferskog kontuiranog zračenja. Nastaje reflekcijom
i rasejavanjem na česticama međuplanetarne prašine. K i F korona predstavljaju
belu koronu, jer u njoj dominira kontuirani spektar. Zbog visoke temperature,
korona je jak izvor rendgenskog, radio i UV zračenja. Ukoroni se mogu
uočiti različite forme aktivnosti Sunca: bleskovi, lukovi, perjanice,
erupcije, itd.
2.2.1. Koronarne šupljine
To su oblasti u koroni sa nižom temperaturom (do 0.8-106 K) i anomalnom
niskom masenom gustinom. Radi se o stabilnim formacijama, koje ponekad
zahvataju i 20% korone. Traju i po nekoliko Sunčevih rotacija, karakteriše
ih smanjeni sjaj u rendgenskoj i UV oblasti zračenja. Koronine šupljine
nastaju u oblastima gde magnetna polja imaju unipolarni karakter i približno
radijalan pravac, tako da formiraju "otvorene" konfiguracije.
Iz koroninih šupljina intenzivno se emituje Sunčev vetar.
2.2.2. Protuberance
Protuberance su naspektakularnije forme Sunčeve aktivnosti. One predstavljaju
trakasta sjajna zgušnjenja u koroni. To su hladnije (Т~104 К) gušće
formacije u razređenoj i toplijoj koroni (Т~106 К). Zbog veće gustine
protuberance su sjajnije od okolne korone. U spektrima protuberanci
se mogu uočiti emisione linije vodonika, helijuma, jonizovanog kalcijuma
i nekih drugih metala. Veliku nehomogenost plazma protuberanci ispoljava
i u pogledu koncentracije čestica, koja se kreće od 1016 do 1019 m-3.
Pri projekciji na Sunčev disk, protuberance se vide kao filamenti. To
su tamne, savijene trake složene strukture, koje se uočavaju u svetlosti
linija vodonika i jonizovanog kalcijuma. Prema stepenu dinamičke aktivnosti,
protuberance se dele na mirne i aktivne. Većina protuberanci spada u
mirne koji traju od jednog dana do nekoliko meseci.
Mirne protuberance se dele na one koje se nalaze ispod 40-45° heligrafske
širine i na one iznad, poznate kao polarne, koje često grade tzv. vence
polarnih protuberanci. Temperatura gasa u mirnim protuberancama niža
je od temperature okoline i najčešće je između 6000 i 8000 K, što je
i razlog da se tretiraju kao hladne. Gustina protuberance je veća od
gustine okoline. Bez obzira na ovakve nehomogenosti u sistemu korona-protuberanca,
ipak je prisutna relativna stabilnost. To je moguće kada je pritisak
koji je u protuberanci, jednaki pritisku u okolnoj koroni. Pritisak
u idealnom gasu je opisan relacijom:
gde je P - pritisak; N - koncentracija čestica; k-Bolcmanova konstanta;
V- zapremina; T - temperatura. Gasna plazma u protuberanci ne može se
tretirati kao idealan gas, ali ipak je i kod nje pritisak proporcionalan
proizvodu gustine i temperature. Aktivne protuberance su manjih dimenzija
od mirnih protuberanca. Manji deo aktivnih protuberanca nastaje kao
rezultat podizanja hromosferskih masa na više, a veći deo nastaje sa
kondenzacijom u koroni i spuštanjem niže u hromosferu.
U zoni pega pojavljuju se eruptivne (eksplozivne) protuberance, koje
dostižu velike visine. U početku formiranja mogu da podsećaju na mirne
protuberance, zatim delovi protuberace počinju da se podižu, tako da
dostižu brzine od nekoliko stotina km/s.
U bleskovima i eksplozijama dolazi do izbacivanja koronine mase u međuplanetarni
prostor. Oblak se "izbacuje" kroz koronu brzinom od nekoliko
stotina do 1600 km/s, a ukupna izbačena masa je i po 20 milijardi tona.
3. Sunčev vetar
Zagrejani elektroni u koroni imaju brzine koji su veći od druge kosmične
brzine (617.7 km/s), i neki napuštaju koronu i idu u međuplanetarni
prostor. Njihovom potpunom oticanju suprotstavlja se pozitivno naelektrisanje
koje ostaje u koroni. Neprekidno oticanje Sunčeve plazme, koja se kreće
približno radijalno i ide do rastojanja od 100 astronomskih jedinica,
zove se Sunčev vetar. Na visokim temperaturama u koroni, pritisak gornjih
slojeva ne može da uravnoteži gasni pritisak koronine plazme, kao posledica
toga, ona se širi. Zbog gradijenta pritiska, odnosno smanjenja gustine
sa udaljavanjem od Sunca, kao i zbog konstantnosti gustine kinetične
energije (5), čestice Sunčevog vetra, savlađujući gravitacionu silu
Sunca, postepeno ubrzavaju.
5)
Gde je p- masena gustina supstance
Do ubrzanja dolazi zbog visoke temperature korone i energetskog procesa
koji još nije razjašnjen. S obzirom na brzinu kretanja, strujanja Sunčevog
vetra mogu biti spora, sa brzinama do 300 km/s i brza sa brzinama 600-700
km/s.
U tabeli 1. date su srednje vrednosti nekih parametara Sunčevog vetra
na rastojanju od jedne astronomske jedinice od Sunca.
Tabela 1. Parametri Sunčevog vetra
Svake sekunde, preko Sunčevog vetra, u međuplanetaran prostor "isteče"
masa od (108 - 109) kg. Da nema spikula, koje dopunjuju masu korone,
zbog strujanja solarnog vetra, ovaj sloj atmosfere Sunca bio bi "razvejan"
za 3-4 dana. Osim osnovnih komponenata protona i elektrona, u sastav
Sunčevog vetra ulaze i druge čestice (H, 4He, О, 3He, Ne, Si, Fe, Ar)
kojih ima u malim količinama.
S obzirom na smrznutost magnetnog polja2 u plazmi, Sunčev vetar, koji
se širi kroz međuplanetarni prostor, sa sobom nosi i rasteže linije
magnetnog polja, stvarajući na taj način međuplanetarno magnetno polje.
Polje je malog intenziteta i njegova energija je oko 1% kinetične energije
čestica Sunčevog vetra. Ipak, ovo polje ima važnu ulogu u termodinamici
Sunčevog vetra i dinamici njegove interakcije sa drugim telima Sunčevog
sistema.
Zbog dejstva magnetnog dela Lorencove sile (6), čestice Sunčevog vetra
vrše ciklotronsku rotaciju i kruću se po zavojnicama duž linija sile
magnetnog polja B.
(6)
Gde je qa- naelektrisanje čestica; v&- brzina čestica Međuplanetarno
magnetno polje se suprotstavlja kretanju naelektrisanjih čestica normalno
na linije polja. Međutim, u toku ciklotronskog obrtanja, čestice, ipak,
polako klize sa jedne vodeće magnetne linije sile na drugu. Pri radijalnom
kretanju plazme Sunčevog vetra, njegove čestice se za vreme t udalje
od Sunca do rastojanja:
(7)
Gde je v - srednja brzina radijalnog kretanja brzih čestica. Za ovo
vreme Sunce se okrene za ugao:
(8)
Gde je w- srednja ugaona brzina rotacije Sunca.
Iz (7) i (8) se dobija (9) da, u sistemu koordinata vezanih za Sunce,
trajektorije čestica Sunčevog vetra imaju formu Arhimedovih spirala,
sa centrom u oblasti korone, odakle odlaze ove čestice.
(9)
Krivina spiralnih linija solarnog vetra određena je sa radijalnom brzinom
isticanja čestica iz korone. Ove čestice povlače sa sobom i neprekidne
linije magnetnog polja. Zbog toga međuplanetarno magnetno polje, koje
se širi od Sunca, ima linije sila koje su spiralnog oblika.
Područje širenja Sunčevog vetra i međuplanetarnog magnetnog polja, zove
se heliosfera. Procenjuje se da je granica heliosfere na 100-200 astronomskih
jedinica od Sunca.
Literatura: