Сунце
Сунце је средишња звезда Сунчевог система око које кружи 8 планета и њихови сателити, 5 патуљастих планета, астероиди, комете, метеори и честице космичке прашине. У Сунцу се налази око 99,8 % масе Сунчевог система. Енергија Сунца у виду сунчеве светлости омогућава живот на Земљи путем процеса фотосинтезе и утиче на климу и време на Земљи.
Сунце се састоји од водоника (око 74% његове масе или 92% његове запремине), хелијума (око 24% масе и 7 % запремине) и мале количине осталих елемената, укључујући гвожђе, никл, кисеоник, силицијум, сумпор, магнезијум, угљеник, неон, калцијум и хром.[1]
Сунце припада спектралној класи G2V. G2 означава да је температура на површини приближно 5.500 °C (5.780 K), што му даје белу боју, мада се Сунце чини жуто због атмосферског расипања, које уклања таласе краћих таласних дужина (плаву и љубичасту светлост) и оставља спектар фреквенција које људско око опажа као жуто. Ово расипање даје околном небу његову плаву боју. Када се Сунце налази ниско на небу расипа се још више светлости, па се Сунце чини наранџасто или црвено. Сунчев спектар садржи линије јонизованих и неутралних метала, као и врло слабе водоникове линије. Слово V (римски број 5) у ознаци спектралне класе показује да је Сунце звезда главног низа. Ово значи да оно генерише своју енергију нуклеарном фузијом језгара водоника у хелијум. Сунце је некада било сматрано малом и безначајном звездом, али данас је познато да је оно светлије од 85 % звезда у галаксији Млечни пут, од које су већина црвени патуљци.[2]
Сунце кружи око центра галаксије Млечни пут на удаљености од приближно 26-27.000 светлосних година од центра галаксије, и креће се у правцу сазвежђа Лабуд. Оно обиђе један круг око центра галаксије за око 225-250 милиона година (једна галактичка година). За њену орбиталну брзину се сматрало да износи 220±20 km/s, али новије процене дају 251 km/s.[3] Ово износи једну светлосну годину сваких 1194,5 година или једну астрономску јединицу сваких 7 дана.
Садржај |
Физичке карактеристике [уреди]
Сунце је звезда главног низа (погледати Херцшпрунг-Раселов дијаграм), спектралног типа Г2, што значи да је нешто већа и топлија од просечне звезде, но недовољно велика да би припадала тзв. „дивовима“. Животни век звезда овог спектралног типа је око 10 милијарди година, а будући да је Сунце старо око 5 милијарди година, налази се у средини свог животног циклуса.
Сунце ротира, али има такозвану диференцијалну ротацију, тј. ротира слојевито, односно, период ротације није исти на хелиографском екватору и половима.
У средишту Сунца у термонуклеарним реакцијама (нуклеарна фузија) водоник се претвара у хелијум. Сваке секунде у нуклеарним реакцијама учествује 3,8 x 1038 протона (водоникових језгара). Ослобођена енергија бива израчена са сунчеве површине у облику електромагнетног зрачења и неутрина, и мањим делом као кинетичка и топлотна енергија честица сунчевог ветра и енергија сунчевог магнетног поља.
Због екстремно високих температура, материја је у облику плазме. Последица тога је да Сунце не ротира као чврсто тело. Брзина ротације је већа на екватору, него у близини полова, због чега долази до искривљења силница магнетског поља, ерупција гаса са сунчеве површине и стварања сунчевих пега и проминенција (протуберанци). Ове појаве називамо сунчевом активношћу.
| Пречник | 1 392 000 km |
| Маса | 1,9891 x 1030 kg |
| Просечна густина | 1,411 g/cm3 |
| Површинска температура | 5780 K |
| Време обиласка око средишта галаксије | 2,2 x 108 година |
| Јачина гравитационог поља на површини | 274 N/kg |
| Водоник | 73,46 % |
| Хелијум | 24,58 % |
| Кисеоник | 0,77 % |
| Угљеник | 0,29 % |
| Гвожђе | 0,16 % |
| Неон | 0,12 % |
| Азот | 0,09 % |
| Силицијум | 0,07 % |
| Магнезијум | 0,05 % |
| Сумпор | 0,04 % |
Сунчев циклус [уреди]
 |
За више информација погледајте чланак Сунчев циклус |
Промене које опажамо на Сунцу и називамо сунчева активност одвијају се периодично у циклусима просечне дужине 11 година. Циклуси варирају у дужини, између 8 и 15 година. Ове промене обухватају:
- количину израчене енергије
- бројност и распоред пега
- бројност сунчевих бакљи
- облик и величину короне
Временски период највеће активности назива се сунчев максимум. Може трајати неколико година, зависно од активности пега и бакљи. Постоје и дужа периодична раздобља сунчеве активности. У историји је познат Мондеров минимум, раздобље у другој половини 17. века, током ког је број сунчевих пега био изузетно мали. Збио се истовремено са периодом хладних година, названог мало ледено доба. Није сасвим јасно да ли су климатске промене биле узроковане екстремно ниском сунчевом активношћу.
Састав Сунца [уреди]
Сунце делимо на већи број слојева, према условима који у њима владају. Границе међу њима нису јасно оцртане и постоје прелазна подручја. Сунце нема чврсту површину, па се као границу на којој почиње атмосфера узима највиши слој који је још увек оптички непрозиран.
Такође, Сунце не можемо тачно ограничити јер његов гушћи део прелази у ређу атмосферу, а иза ње се далеко простире подручје у којем делује сунчев ветар.
Језгро [уреди]
|
За више информација погледајте чланак Сунчево језгро |
До четвртине полупречника Сунца простире се језгро, подручје високе температуре, око 15,6 милиона K и притиска 1016 Ра. У таквим условима одвија се фузија водоника у хелијум. Спајањем 4 протона (језгра атома водоника) настаје једно језгро атома хелијума (2 протона и 2 неутрона), при чему се ослобађају субатомске честице и енергија у облику гама-зрачења.
Радијациона зона [уреди]
|
За више информација погледајте чланак Радијациона зона |
Радијациона или радијативна зона је простран регион високе јонизације веома густих гасова, са огромним флуксом гама-зрака насталих у Сунчевом језгру. У овој зони ови гама-зраци интерагују са материјом просечно после само 1 mm свог кретања, те тим интеракцијама почињу да губе енергију и даље се емитују са мањом енергијом (као гама или икс зраци).
Конвективна зона [уреди]
|
За више информација погледајте чланак Конвективна зона |
Конвективна зона је регион где је материја довољно хладна и где постоји довољно велики градијент температуре за јављање молекулских и јонских веза. Гасови су мање јонизовани и због тога имају већу могућност да апсорбују фотоне који се долазе из радијативне зоне. У огромним петљама гасови преносе енергију до фотосфере, видљиве површине Сунца. Губећи енергију на фотосфери сада релативно хладнији гасови почињу дуг пад назад до доњег дела конвективне зоне.
Фотосфера [уреди]
|
За више информација погледајте чланак фотосфера |
Привидну површину Сунца називамо још и фотосфером. Овде се температуре крећу око 6000 K. Врући гас извире из унутрашњости на површину, због чега нам се чини да површина има грануласту (зрнасту) структуру. Грануле су пречника око 1000 km, у сталном су покрету (попут врења воде) и време трајања им је неколико минута. Понекада настају тзв. супергрануле пречника 30 000 km и времена живота 24 ч.
Хромосфера [уреди]
|
За више информација погледајте чланак хромосфера |
Хромосфера је нижи слој сунчеве атмосфере, протеже се изнад фотосфере до висине око 10 000 km. Знатно је ређа од фотосфере и неправилног облика. Са Земље се примећује само за време потпуног помрачења Сунца. Порастом висине густина атмосфере опада, али се повећава температура. Ове промене густине и температуре изражене су у прелазном подручју између хромосфере и короне.
У хромосфери се догађају избоји гаса стварајући ефекте које називамо проминенције и сунчеве бакље.
Проминенције (протуберанце) су облаци или млазови усијаног гаса избаченог увис. Могу се уздићи до висине 150 000 km изнад фотосфере, кроз хромосферу и корону. Гушће су од околне твари и достижу температуру око 20 000 K. На сличан начин долази до појаве бакљи, млазова гаса који се брзо подижу унутар хромосфере и падају назад. Време трајања једне сунчеве бакље је око 10 мин.
Корона [уреди]
|
За више информација погледајте чланак Корона (астрономија) |
У вишим слојевима сунчеве атмосфере, корони, температура наставља да расте до 1 000 000 K. Није сасвим јасно због чега се догађа овај пораст температуре. Претпоставка је да га стварају струјања гаса под утицајем магнетног поља.
Спољашњи делови короне стално губе масу у облику сунчевог ветра.
Сунчев ветар [уреди]
|
За више информација погледајте чланак Сунчев ветар |
Сунчев ветар (соларни ветар) је струја честица избачених великом брзином из горњих слојева сунчеве атмосфере, углавном електрона и протона. Иако је овај губитак масе Сунца готово безначајан и густина сунчевог ветра мала, честице се крећу великим брзинама и изазивају видљиве учинке на телима у сунчевом систему. Познатији учинци сунчевог ветра су поларна светлост и усмеравање репа комета супротно од Сунца.
У близини Земље земљино магнетско поље заробљава честице сунчевог ветра и усмерава их према магнетним половима. Будући да се честице сунчевог ветра крећу брзинама од више стотина km/h, при судару са честицама у Земљиној атмосфери долази до јонизирања гаса и појаве светлости. Ова појава се уочава у поларним подручјима, због чега је добила име поларна светлост или Аурора бореалис (односно Аурора аустралис на јужној земљиној хемисфери). Уколико је сунчева активност већа, појачано деловање сунчевог ветра може довести до појаве поларне светлости и на мањим географским ширинама. У таквим условима постоји могућност ометања или чак оштећења радио-комуникационих уређаја на Земљи и вештачким сателитима.
Комете се приликом доласка у близину Сунца загревају, залеђена површина комета испарава и ослобађа облак гаса и честица прашине. Деловањем честица сунчевог ветра, облак се обликује у реп комете. Будући да сунчев ветар долази из смера Сунца, потискује реп комете у супротном смеру.
Референце [уреди]
- ^ Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances“ (PDF). Physics Reports 457: 217. DOI:10.1016/j.physrep.2007.12.002. arXiv:0711.4590.
- ^ Than, Ker (30. 1. 2006.). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single“. SPACE.com Приступљено 1. 8. 2007..
- ^ "Milky Way keeps tight grip on its neighbor", New Scientist 13 Aug., 2008, p. 8.
Види још [уреди]
Спољашње везе [уреди]
- Тренутне SOHO слике
- Far-Side Helioseismic Holography од Станфорда
- NASA Помрачење сунца
- NASA SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) сателит Честа питања и одговори
- Соларни звукови од Станфорда
- Spaceweather.com
| Сунце |  |
|
|---|---|---|
| Унутрашња структура: | Језгро • Радијативна зона • Тахоклин • Конвективна зона • Фотосфера | |
| Спољашња структура: | Атмосфера (Хромосфера · Транзициона зона · Корона) • Сунчев ветар • Хелиосфера • Терминациони шок • Хелиопауза • Магнетно поље | |
| Појаве на Сунцу: | Сунчеве пеге • Факуле • Грануле • Супергрануле • Спикуле • Сунчеве бакље • Ерупције • Протуберанце • Коронални лукови • Короналне експлозије • Короналне рупе | |
| Појаве везане за Сунце: | Сунчева активност (Сунчев циклус) • Сунчево зрачење • Сунчев динамо • Ротација • Помрачења • Хелиосеизмологија • Проблем Сунчевих неутрина • Стандардни модел Сунца | |
 Портал Астрономија |
||
|
||||||||||||||
