Sunce

Sa Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigacija, traži
Sunce Sun symbol.svg
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg
Fizikalne osobine
Ekvatorijalni poluprečnik 6,955×105 km
Površina 6,0877×1012 km2
Zapremina 1,412×1018 km3
Masa 1,9891×1030
Prosječna gustoća 1,408×103 kg/m3
Ekvatorijalna površinska gravitacija 274,0 m/s2
27,94 g
Brzina oslobađanja 617,7 km/s
Temperatura Centar: ~ 1,57×107 K
Fotosfera: 5 778 K
Korona:~5×106K
Osobine fotosfere
Fotosferski sastav Vodonik: 73.46%
Helijum: 24.85%
Kisik: 0.77%
Karbon 0.29%
Željezo: 0.16%
Neon: 0.12%
Dušik: 0.09%
Silicij: 0.07%
Magnezijum:: 0.05%
Sumpor: 0.04%
Sunce

Sunce je središnja zvijezda našeg planetarnog sistema - Sunčevog sistema. Osim Zemlje i drugih planeta, oko Sunca kruže i asteroidi, komete, meteori, transneptunski objekti u Kuiperovom pojasu i čestice prašine.

Fizičke osobine[uredi | uredi izvor]

Sunce je zvijezda glavnog niza, spektralnog tipa G2, [1] što znači da je nešto veća i toplija od prosječne zvijezde, ali 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. [1]

U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija) vodonik se pretvara u helijum. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama učestvuje 3,8×1038 protona (hidrogenovih jezgri). Oslobođena energija biva izračena sa sunčeve površine u obliku elektromagnetskog zračenja i neutrina, te manjim dijelom kao kinetička i toplotna 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.

Osnovni podaci: [2]

Prečnik 1 392 000 km [2]
Masa 1,9891 x 1030 kg
Prosječna gustoća 1,411 g/cm3
Površinska temperatura 5780 K 5500 C [1]
Vrijeme obilaska oko središta galaktike 2,2 x 108 godina

Hemijski sastav:

Vodonik 73,46 %
Helijum 24,58 %
Kiseonik 0,77 %
Karbon 0,29 %
Željezo 0,16 %
Neon 0,12 %
Dušik 0,09 %
silicij 0,07 %
Magnezijum 0,05 %
Sumpor 0,04 %

Sunčev ciklus[uredi | uredi izvor]

Promjene koje opažamo na Suncu i nazivamo Sunčeva aktivnost odvijaju se periodično u cikusima prosječne dužine 11 godina. Ciklusi variraju u dužini, između 8 i 15 godina. Ove promjene obuhvataju:

  • 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, u zavisnosti od aktivnosti pjega i baklji. Postoje i duža periodička razdoblja Sunčeve aktivnosti. U historiji je poznat Maunderov minimum, razdoblje u drugoj polovini 17. vijeka tokom kojeg je broj Sunčevih pjega bio izuzetno mali. 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[uredi | uredi izvor]

Građa Sunca

Sunce se može podijeliti 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 se ne može tačno ograničiti jer njegov gušći dio prelazi u rjeđu atmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem djeluje Sunčev vjetar.

Jezgra[uredi | uredi izvor]

Do četvrtine poluprečnika Sunca prostire se jezgro, područje visoke temperature, oko 15,6 miliona K i pritiska 1016 Pa. U takvim uvjetima odvija se fuzija hidrogena u helijum. Spajanjem 4 protona (jezgra atoma hidrogena) nastaje jedno jezgro atoma helijuma (2 protona i 2 neutrona), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice i energija u obliku gama-zračenja.

Unutrašnji dio Sunca se može podijeliti na tri dijela. [1]

Zona nuklearnih reakcija[uredi | uredi izvor]

Zona nuklearnih reakcija dobila je ime po tome što se u njoj odvija nuklearna reakcija. Temperatura u jezgri je 15,6 miliona 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 postoje 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 temperatura od 15,6 miliona kelvina. [1] 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[uredi | uredi izvor]

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[uredi | uredi izvor]

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 sekundi. A prečnik Sunca je upravo toliki. Neutroni nam govore kakvo je stanje unutar Sunca.

Fotosfera[uredi | uredi izvor]

Prividnu površinu Sunca nazivamo još i fotosferom. [2] 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 1.000 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[uredi | uredi izvor]

Granule su najmanja pravilna kretanja Sunčeve materije. Uočavaju se samo u centralnom dijelu Sunčevog kruga. Nalaze se u dubljim 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[uredi | uredi izvor]

Supergranule su granule većih dimenzije. Materija iz dubine dolazi brzinom od nekoliko desetaka pa do 1 km u sekundi. Materija izlazi u centru supergranule 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 30.000 km. Rasprostranjene su po cijelom Suncu. U svakom trenutku ih ima oko 2000.

Oscilacije[uredi | uredi izvor]

Kretanje gasa u najvećim dimenzijama naziva se Sunčeva oscilacija. Primjećuje 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 unutrašnjošću Sunca. Nauka koja proučava Sunčevu aktivnost poput oscilacija naziva se helioseizmologija. Osim pravilnih kretanja u fotosferi se pojavljuju pjege. Posmatranjem Sunca primjećeno je da ono oštro omeđeno rubom. Ova pojava naziva 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 s tim i temperatura. Smanjivanjem temperature smanjuje se intenzitet svjetlosti. Na ovaj način objašnjava se pojava tamnog kruga oko Sunca.

Hromosfera[uredi | uredi izvor]

Hromosfera 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 potpunog pomračenja Sunca. Porastom visine gustoća atmosfere opada, ali se povećava temperatura. Ove promjene gustoće i temperature izražene su u prelaznom području između hromosfere i korone.

U hromosferi se događaju izboji plina stvarajući efekte koje se nazivaju 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 hromosferu 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 hromosfere i padaju nazad. Vrijeme trajanja jedne baklje je oko 10 min. Postoje dvije vrste baklji: fotosferske i hromosferske. Sjajnije su od rengenskog zračenja i na višoj su temperaturi od okoline. Prema pravilu pjege se javljaju unutar baklji, a baklje se javljaju neovisno o pjegama. One obično traju po nekoliko mjeseci. U koroni iznad baklji može se pojaviti koronina kondenzacija. Postoje još dva načina u obliku prominencije i bljeskova. Ove dvije pojave nastaju u hromosferi odnosno fotosferi. Zbog veličine nastavljaju se u koroni.

Korona[uredi | uredi izvor]

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 uticajem magnetskog polja. Korona je definisana izrazito malom gustoćom. Visoka temperatura se može objasniti energijom iz fotosfere, a ona se prenosi magnetnim poljem i akustičnim radiotalasima. Korona zrači milion puta manje od fotosfera. Njena svjetlost potiče iz tri izvora.

  • E korona ili emisijska korona
  • K korona
  • F korona

U koroni se stalno odvija protok materije. Pomoću spikula dobija materiju iz dubljih slojeva. Bijela korona se vidi pri pomračenju. Sastoji se od:

  • K korona
  • F korona

Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u obliku Sunčevog vjetra. [2]

Sunčev vjetar[uredi | uredi izvor]

Sunčev (solarni) 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 malehna, čestice se kreću velikim brzinama i izazivaju vidljive efekte na tijelima u Sunčevom sistemu. Poznatiji efekti Sunčevog vjetra su polarna svjetlost i usmjeravanje repa komete 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 oko 900 km/s, [2] 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 polulopti). Ukoliko je Sunčeva aktivnost veća, pojačano djelovanje Sunčevog vjetra može dovesti do pojave polarne svjetlosti i na manjim geografskim širinama. U takvim uslovima postoji mogućnost ometanja ili čak oštećenja radio-komunikacijskih uređaja na Zemlji i vještačkim satelitima.

Komete se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, zaleđena površina komete isparava i oslobađa oblak plina i čestica prašine. Djelovanjem čestica Sunčevog vjetra, oblak se oblikuje u rep komete. Budući da Sunčev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.

Sunčeve pjege[uredi | uredi izvor]

Galileo Galilej je otkrio pjege 1611 godine.[3] Otkrio je da se nalaze na površini Sunca i da se kreću od istoka ka zapadu. Ovo kretanje ima veze sa rotacijom Sunca sa periodom od 27 dana u odnosu na Zemlju odnosno 25 u odnosu na zvijezde. Scheiner je početkom 17. vijeka otkrio da pjege u većim heliografskim širinama rotiraju manjom ugaonom brzinom u odnosu na one u blizini ekvatora. Richard Christofer Carrincton proveo je prva značajna ispitivanja diferencijalne rotacije. Rotacija polarnih dijelova traje oko 36 dana,[2] a ekvatorskih 25.43 dana. [1]

Siunčeve pjege pojavljuju se i nestaju. Tamnije su zbog kontrasta prema fotosferi. Zrače manje u odnosu na fotosferu, a temperatura im je od 3,5 - 4000 kelvina oko 2000 kelvina manje od okoline. U njenom središtu izvire ionizirani gas, a s njim se prenose silnice magnetnog polja koje ima magnetnu indukciju 0,4 tesla. To nije najveća vrijednost koju dostiže Sunce. Magnetno polje je ravnomjerno raspoređeno samo u pjegama. Ono je koncentrirano i po rubovima supergranula. To su cjevaste silnice dimenzija oko 500 km. Magnetna indukcija ovdje je 0,1 tesla. Pjege se pojavljuju kao pore. Neke ostanu takve, a neke rastu. One se sastoje od

  1. Umbra (sjenka) je središnji dio. Od penumbre je sjajnija. U njoj se mogu javiti sjajnije tačke, a sastoji se od granula.
  2. Penumbra(polusjenka) imaju vlaknastu strukturu i šire se radijalno od centra pjege, a nastavljaju se u fotosferske granule.

Nakon dva dana pjege dostižu maksimum magnetne aktivnosti. Traju nekoliko sati - 6 mjeseci (prosječno oko 10 dana). Formiraju se u grupe. Oko pjege s jačim magnetnim poljem okupljaju se slabije i traju koliko traje pjega unutar grupe.

Novi ciklus počinje prije nego što nestanu sve pjege predhodnog. On može biti jedanaestogodišnji [1] ili stogodišnji. Postojalo je vrijeme kada se one nisu vidjele. Taj period bio je od 1650. do 1715. godine.

Također pogledajte[uredi | uredi izvor]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b c d e f g Sunce. Članak iz enciklopedije COSMOS na astronomskom univerzitetu u Swinburnu, Australija učitano 14.01.2013 eng.
  2. ^ a b c d e f Linda K. Glover, DIE GROSSE NATIONAL GEOGRAPHIC ENZYKLOPÄDIE WELTALL, National Geographic Deutschland, Hamburg 2005 ISBN 3-937606-26-2 S.123 njem.
  3. ^ Biografija Galileo Galileja na škotskom St.Andrews univerzitetu za matematiku i statistiku učitano 14.01.2014 eng.

Vanjski linkovi[uredi | uredi izvor]


Commons logo
U Wikimedijinom spremniku se nalazi još materijala vezanih uz: