am@astronomija.co.yu

Marina Radujkov Sunčeva aktivnost 2000-te

STRUKTURA SUNCA

Jezgro ? nuklearni proces (slika br. 1) koji snabdeva snagom naše Sunce i ceo Sunčev sistem odvija se u jezgru. Protoni vodonika fuzijom prelaze u helijum na temperaturi od 14.000.000 K. Mrvica peska te temperature otopila bi sve u krugu od nekoliko kilometara. U jezgru se nalazi 64% helijuma i 35% vodonikovih jona. Pod fantastičnim pritiskom od 10⁸ atmosferskih (odnosno 10⁴ N/m²) materija se pretvara u energiju svake sekunde. Kao jaki -zraci ova energija izlazi iz jezgra i prolazeći kroz ostale slojeve Sunca odlazi u kosmos.

Slika br.1

Radijativna zona ? je prostran region visoke jonizacije veoma gustih gasova, žestoko bombardovan -zracima nastalim u jezgru. U ovoj zoni se sakupljaju -zraci koji imaju interakciju sa materijom posle 1mm svog kretanja, te počinju da isparavaju i dalje emituju kao manje moćni X-zraci i UV-zraci. Tako je energiji potrebno 100 000 godina samo da izađe iz ove zone.

Konvektivna zona ? gasovi su dovoljno hladni i postoji dovoljno veliki gradijent temperature za javljanje molekulskih i jonskih veza. Gasovi su manje jonizovani i zbog toga imaju veću mogućnost da apsorbuju fotone koji se pojavljuju iz radijativne zone. U ogromnim petljama gasovi prenose energiju do fotosfere, vidljive površine Sunca. Gubeći energiju na fotosferi sada relativno hladniji gasovi počinju dug pad nazad do donjeg dela konvektivne zone, da bi proces ponovo počeo.

Fotosfera ? verovatno debela samo 160 km formira gasovitu, skoro neprovidnu, površinu. Emituje skoro svu energiju koja zapljuskuje planete. Površina fotosfere sa 6.000 K je tačka sa beskrajnim vatrenim olujama. Ova zona prima energiju iz konvektivne zone i emituje je kao vidljivu svetlost i toplotu. Fotosfera, kao i svi drugi delovi Sunca, osim jezgra, sastoji se od 75% vodonika, 24% helijuma i 1% drugih elemenata nađenih u univerzumu. Duboko u kori, materija je i dalje u stanju plazme. Flaša ove plazme imaće veću masu od mase čoveka na Zemlji. Prosečna gustina Sunca je 1,4 puta veća od gustine vode, približno gustini mrkog uglja.

Hromosfera ? je polutransparentan sloj gasa, vidljiv kroz specijalne filtere ili za vreme pomračenja Sunca. Relativno je tanka, 9.600 ? 16.000 km debljine, hromosfera je područje vrlo jakog ?vatrometa? koji se javlja u obliku izbočina i pramenova. Ovi gasovi su tako retki da ih možemo smatrai vakuumom. Ova zona nema tako odredjenu strukturu. Dugački pramenovi gasa, nazvani spikule, dosežu duboko u svemirski prostor.

Korona ? je spoljna atmosfera Sunca, i bliža vakuumu od hromosfere. Sto hiljada puta je mutnija od fotosfere i nije potpuno loptasta. Umesto toga ona talasasto menja oblik. Ovi neprovidni gasovi su jedino vidljivi pomoću koronografa ili za vreme totalnog pomracenja Sunca. Jaki solarni vetrovi često duvaju kroz rupe u koroni.

Solarni vetrovi - iza atmosfere Sunca konstantno duva vetar atoma i jona u naletima od 3 miliona km/h. To je solarni vetar. On prolazi i pored orbite Zemlje. Prilikom nastanka ovog vetra Sunce izbacuje 3.000 t mase u svemir svakog sata.

Slika br.2

Količina energije koju emitije Sunce ciklično se menja, a uzrok tome je periodična pojava i razvoj oblasti na njegovoj površini čije se karakteristike razlikuju od osobenosti mirnog Sunca. To su tzv. CENTRI AKTIVNOSTI:

Granule su ogromne ćelije vrelog gasa, raširene celom fotosferom, izuzev na pegama. Skoro 2 puta jače od oluje na Zemlji, svaka granula pomaže u prenosu energije iz konvektivne zone u svemir. One nisu dugog veka, svaka od njih traje od 8 - 10 minuta. U tom vremenu gas koji se rađa iz granula pada brzinom od 0,5 km/s, krečući se vertikalno do visine od 26 km.

Spikule se rađaju u gornjoj hromosferi i uzdižu kao gasni pramenovi, dosežući do korone. Ove spikule traju najviše 10 minuta, kreću se uvis brzinom od 20 km/s (oko 2.5 puta brže od I kosmičke brzine na Zemlji), izbijajući do visine od 16.000 km. Spikule se ne javljaju slučajno. Njihove površine se povezuju u super granule i nastaju ćelije sa gasom koji se rađa u centru, a nestaje na obodima.

Fakule su svetle oblasti u fotosferi. Vezane su sa slabim magnetnim poljima i sjajnije su od okolne fotosfere u proseku za 20%. Vizuelno ih možemo posmatrati samo blizu rubova diska, zahvaljujući zatamljenju rubnih delova diska što dovodi do pojačanja kontrasta. Fakule su tesno povezane sa pegama. Sve pege se javljaju u fakularnim poljima, mada postoje fakule bez pega. Životni vek fakula traje oko dva meseca, a fakule sa pegama mogu trajati i više meseci.

Protuberance su ogromne ?fontane? gasa koji teče sa Sunčeve površine. Rezultat moćnih magnetnih sila blizu Sunčevih pega, često se pojavljuju i preko njih. Zbog kružnih magnetnih linija sila protuberance mogu da se razvijaju kao kolone, lukovi, ili čak cele petlje. Eruptivne protuberance privlače mnogo veću pažnju astronomima. One izleću u mlazu sa površine brzinom od 1.600.000 km/h, pre nego što se umire nekoliko sati kasnije. Najveća je zabeležena 4. juna 1946. godine. Za samo pola sata razvukla se u svemir preko 400.000 km. Onda, približno brzinom od 750.000 km/h je nastavila širenje svemirom, i konačno je dostiga daljinu od preko 1,5 miliona kilometara. To je 4 puta veće rastojanje od rastojanja od Zemlje do Meseca.

Solarni pramenovi su fantastični bljeskovi svetlosti sa površine Sunca. Traju od nekoliko minuta do nekoliko sati. Njihov nastanak je takođe izazvan aktivnošću pega i mnogo jakih magnetnih sila. Deset puta sjajniji od normalne površine pramenovi oslobađaju energiju jednaku energiji milijardi hidrogenskih bombi. Ovi pramenovi su uzrok nastanka polarne svetlosti. Za vreme velikih pramenova radio i telefonske veze mogu biti prekinute. Pramen nastao 2 - 7. avgusta 1972. godine izazvo je eksploziju transformatora od 230.000 V i uništio veliku količinu telefonskih kablova. Ovaj pramen je bio toliko moćan, da bi ubio radijacijom astronauta da se se u tom trenutku nalazio u otvorenom kosmosu. Sreća je što se ovakvi pramenovi javljaju veoma retko.

Erupcije se mogu posmatrati u vidljivom delu spektra u izuzetnim prilikama. Vrlo snažne erupcije se javljaju najčešće u vreme visoke aktivnosti Sunca. U amaterskoj praksi, erupcije se obično uočavaju slučajno prilikom posmatranja drugih pojava na Suncu.

<< Teorijski uvod ? vrh ? Sunčeve pege >>