Sunce

Sunce je središnja zvijezda našeg planetarnog sustava - sunčevog sustava. Osim Zemlje i drugih planeta, oko Sunca kruže i asteroidi, kometi, meteoroidi, trans-neptunski objekti u Kuiperovom pojasu i čestice prašine.

Fizičke karakteristike

Sunce je zvijezda glavnog niza (pogledati Hertzsprung - Russelov dijagram), spektralnog tipa G2, što znači da je nešto veća i toplija od prosječne zvijezde, no nedovoljno velika da bi pripadala tzv. "divovima". Životni vijek zvijezda ovog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina, a budući da je Sunce staro oko 5 milijardi godina, nalazi se u sredini svog životnog ciklusa.

U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija) vodonik se pretvara u helijum. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama sudjeluje 3.8 x 10³⁸ protona (vodonikovih jezgri). Oslobođena energija biva izračena sa sunčeve površine u obliku elektromagnetskog zračenja i neutrina, te manjim dijelom kao kinetička i toplinska energija čestica sunčevog vjetra i energija sunčevog magnetskog polja.

Zbog ekstremno visokih temperatura, materija je u obliku plazme. Posljedica toga je da Sunce ne rotira kao čvrsto tijelo. Brzina rotacije je veća na ekvatoru, nego u blizini polova, zbog čega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog polja, erupcija plina sa sunčeve površine i stvaranja sunčevih pjega i prominencija (protuberanci). Ove pojave nazivamo sunčevom aktivnošću.

potpuna pomrčina Sunca: 1999

Osnovni podaci:

Promjer	1 392 000 km
Masa	1.9891 x 1030 kg
Prosječna gustoća	1.411 g/cm3
Površinska temperatura	5780 K
Vrijeme obilaska oko središta galaktike	2.2 x 108 godina

Kemijski sastav:

Vodik	73.46 %
Helij	24.58 %
Kisik	0.77 %
Ugljik	0.29 %
Željezo	0.16 %
Neon	0.12 %
Dušik	0.09 %
Silicij	0.07 %
Magnezij	0.05 %
Sumpor	0.04 %

== Sunčev ciklus ==

Sunčev ciklus

Promjene koje opažamo na Suncu i nazivamo sunčeva aktivnost odvijaju se periodično u cikusima prosječne duljine 11 godina. Ciklusi variraju u duljini, između 8 i 15 godina. Ove promjene obuhvaćaju:

• količinu izračene energije
• brojnost i raspored pjega
• brojnost sunčevih baklji
• oblik i veličinu korone

Vremenski period najveće aktivnosti naziva se sunčev maksimum. Može trajati nekoliko godina, ovisno o aktivnosti pjega i baklji. Postoje i dulja periodička razdoblja sunčeve aktivnosti. U povijesti je poznat Maunderov minimum, razdoblje u drugoj polovici 17. st. tijekom kojega je broj sunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno sa periodom hladnih godina, nazvanog malo ledeno doba. Nije sasvim jasno da li su klimatske promjene bile uzrokovane ekstremno niskom sunčevom aktivnošću.

Sastav Sunca

Sunce dijelimo na veći broj slojeva, prema uvjetima koji u njima vladaju. Granice među njima nisu jasno ocrtane i postoje prijelazna područja. Sunce nema čvrstu površinu, pa se kao granicu na kojoj počinje atmosfera uzima najviši sloj koji je još uvijek optički neproziran.

Također, Sunce ne možemo točno ograničiti jer njegov gušći dio prelazi u rjeđu atmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem djeluje sunčev vjetar.

Jezgra

Do četvrtine polumjera Sunca prostire se jezgra, područje visoke temperature, oko 15.6 milijuna K i tlaka 10¹⁶ Pa. U takvim uvjetima odvija se fuzija vodika u helij. Spajanjem 4 protona (jezgre atoma vodika) nastaje jedna jezgra atoma helija (2 protona i 2 neutrona), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice i energija u obliku gama-zračenja.

Unutrašnji dio Sunca možemo podijeliti na tri dijela

Zona nuklearnih reakcija

Zona nuklearnih reakcija dobila je ime po tome što se u njoj odvija nuklearna reakcija. Temperatura u jezgri je 15,6 milijuna kelvina, a pritisak 10¹⁶ paskala. U ovakvim uslovima gas prelazi u plazmu. Plazma je stanje materija u kojoj su atomi toliko stisnuti da su im jezgre odvojene od elektrona i slobodno plutaju. Ovo stanje materije svrstava se u četvrto agregatno stanje. U jezgri Sunca postoije uslovi da se pokrene jedna od nuklearnih reakcija. Koja će se pokrenuti zavisi od temperature. p-p ciklus (proton-proton ciklus) da se pokrene ova vrsta dovoljna je temperatira od 15,6 milijuna kelvina. Dolazi do spajanja četiri protona i stvara se helijum koji se sastoji od dva protona i dva neutrona. U jezgri Sunca ima više helijuma nego vodonika.

Radioaktivna zona

Nakon jednog centimetra svog puta gama zrake se sudare sa jezgrom atoma ili slobodnim elektronima. Gama zrake raspršuju se na više fotona nižih energija. Zbog ovakvog prenosa energije u jezgri Sunca održava se visoka temperatura. Ovo je zračenje ili radioaktivni prenos energije. Na ovaj način definisan je prenos energije u radioaktivnoj zoni.

Konvektivna zona

Sa subatomskim česticama je drugačija situacija. Električni neutroni slabo međudjeluju sa materijom i zato je njihov način puta mnogo jednostavniji i brži. Potrebno vrijeme da izađu iz Sunca je 2,23 sek. A prečnik Sunca je upravo toliki. Neutroni nam govore kakvo je stanje unutar Sunca

Fotosfera

Prividnu površinu Sunca nazivamo još i fotosferom. Ovdje se temperature kreću oko 6000 K. Vrući plin izvire iz unutrašnjosti na površinu, zbog čega nam se čini da površina ima granulastu (zrnatu) strukturu. Granule su promjera oko 1000 km, u stalnom su pokretu (poput vrenja vode) i vrijeme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekada nastaju tzv. supergranule promjera 30 000 km i vremena života 24 h.

Granule

Granule su najmanja pravilna kretanja Sunčeve materije. Uočavaju se samo u centralnom dijelu Sunčeva kruga.. nalaze se udubljim slojevima fotosfere odakle dolaze brzinom od 1 km u sek. Kada dođe do određene dubine materija joj se preljeva u okolinu i hladi. Dimenzije granula su oko 1000 km. Iščeznu nakon desetak minuta. One su toplije 400-500 kelvina od tamnog međugranularnog prostora. U njihovoj unutrašnjosti nalaze se filigrani.

Supergranule

Supergranule su granule većih dimenzije. Materija iz dubine dolazi brzinom od nekoliko desetaka pa do 1 km u sekundi. Materija izlazi u centru supergranulea a ponire pri rubovima. Gas koji izvire u centru djelimično je ioniziran pa se s njim prenosi i magnetno polje. To objašnjava što je ono koncentrisano pri rubovima supergranula. Dimenzije su im oko 30000 km. Rasprostranjene su po cijelom Suncu. U svakom trenutku ih ima oko 2000.

Oscilacije

Kretanje gasa u najvećim dimenzijama naziva se Sunčeva oscilacija. Primječuje se kao titranje fotosfere i odvija se na mahove. Najčešći je pet minutni period a prosjek titranja je 4-8 minuta. Najveća brzina gasa pri titranju iznosi do pola kilometra u sekundi. Do titranja dolazi zbog pritiska gasa.. oscilacije se mogu porediti sa talasima potresa na Zemlji koji se isto tako kreću po unutrašnjostu Sunca. Nauka koja proučava Sunčevu aktivnost poput oscilacija naziva se helioseizmologija. Osim pravilnih kretanja u fotosferi se pojavljuju pjege. Posmatranjem Sunca primječeno je da ono oštro omeđeno rubom.ova pojav anaziva se tamnjenje ruba. Gledanjem u centar sunca gledamo oko 400 km u dubinu gdje je temperatura 9000 kelvina, a ako gledamo pri rubu ta dubina se smanjuje i stim i temperatura. Smanjivanjem temperature smanjuje se intenzitet svjetlosti. Na ovaj način objašnjava se pojava tamnog kruga oko Sunca.

Kromosfera

Kromosfera je niži sloj sunčeve atmosfere, proteže se iznad fotosfere do visine oko 10 000 km. Znatno je rjeđa od fotosfere i nepravilnog oblika. Sa Zemlje se primjećuje samo za vrijeme potpune pomrčine Sunca. Porastom visine gustoća atmosfere opada, ali se povećava temperatura. Ove promjene gustoće i temperature izražene su u prijelaznom području između kromosfere i korone

U kromosferi se događaju izboji plina stvarajući efekte koje nazivamo prominencije i baklje.

Prominencije (protuberance) su oblaci ili mlazovi usijanog plina izbačenog u vis. Mogu se uzdići do visine 150 000 km iznad fotosfere, kroz kromosferu i koronu. Gušće su od okolne tvari i dostižu temperaturu oko 20 000 K. Na sličan način dolazi do pojave baklji, mlazova plina koji se brzo podižu unutar kromosfere i padaju nazad. Vrijeme trajanja jedne baklje je oko 10 min.

=== Korona ===

Koronina masa izbacena

U višim slojevima sunčeve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja rasti do 1 000 000 K. Nije sasvim jasno zbog čega se događa ovaj porast temperature. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja plina pod utjecajem magnetskog polja.

Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u obliku sunčevog vjetra.

Sunčev vjetar

Sunčev vjetar je struja čestica izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva sunčeve atmosfere, uglavnom elektrona i protona. Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo beznačajan i gustoća sunčevog vjetra malena, čestice se kreću velikim brzinama i izazivaju vidljive učinke na tijelima u sunčevom sustavu. Poznatiji učinci sunčevog vjetra su polarna svjetlost i usmjeravanje repa kometa suprotno od Sunca.

U blizini Zemlje zemljino magnetsko polje zarobljava čestice sunčevog vjetra i usmjerava ih prema magnetskim polovima. Budući da se čestice sunčevog vjetra kreću brzinama od više stotina km/s, pri sudaru sa česticama u zemljinoj atmosferi dolazi do ioniziranja plina i pojave svjetlosti. Ova se pojava uočava u polarnim područjima, zbog čega je dobila ime polarna svjetlost ili Aurora Borealis (odnosno Aurora Australis na južnoj zemljinoj polutci). Ukoliko je sunčeva aktivnost veća, pojačano djelovanje sunčeva vjetra može dovesti do pojave polarne svjetlosti i na manjim zemljopisnim širinama. U takvim uvjetima postoji mogućnost ometanja ili čak oštećenja radio-komunikacijskih uređaja na Zemlji i umjetnim satelitima.

Kometi se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, sleđena površina kometa isparava i oslobađa oblak plina i čestica prašine. Djelovanjem čestica sunčevog vjetra, oblak se oblikuje u rep kometa. Budući da sunčev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.

Šablon:Link FA Šablon:Link FA