Сунчева атмосфера

Расподела температуре и густине у Сунчевој атмосфери

Сунчев спектар

Сунчева атмосфера је разређени прозрачни омотач Сунца која се дели на две зоне - хромосферу и корону. Прелазни простор између хромосфере и короне је транзициона зона.

Кроз Сунчеву атмосферу се лепо може видети сјајна фотосфера, а она сама се најбоље запажа за време помрачења Сунца, а може се снимити и корнографом, телескопом који блокира директну блештаву сунчеву светлост и њиме се могу снимати атмосфере звезда и посматрати објекти попут комета и екстрасоларних планета око других звијезда или спектрохелиографом, инструментом који снима сунце на одређеној таласној дужини у спектру.

Пошто ни у хромосфери, ни у корони не постоје извори енергије, дуго је био отворен проблем загревања Сунчеве атмосфере. Иако ни до данас није разјашњено, претпоставља се да се загревање короне може објаснити једино нерадијативним флуксом, а постоје услови и да на њено загревање утичу ударни таласи.

Хромосфера

Главни чланак: Хромосфера

Фотографија хромосфере која се видела током помрачења Сунца 1999. године.

Хромосфера је нижи слој сунчеве атмосфере дебљине око 3 километара, који се протеже изнад фотосфере до висине од око 10.000 км. Хромосфера, тј. обојена сфера, састоји се од водоника, калцијума и хелијума. Име је добила по томе како се примећује са Земље се за време потпуног помрачења Сунца, када се примећује као танки пурпурни прстен око Месечеве тамне плоче.

Карактеристична је по томе што избацује млазове плазме које достижу и до 10.000 км. Неправилног је облика, знатно је ређа (ред величине 10¹⁶ честица по кубном метру) и динамичнија од фотосфере, а њена густина опада на већим висинама на којима температура слоја расте. Пораст температуре се креће од око 4.000 К на доњој граници до 10⁴ – 10⁶ К близу горње границе. Промене густине и температуре су највише изражене на највишим деловима хромосфере, у прелазном подручју између хромосфере и короне. Због своје велике динамичке нестабилности одређене Сунчевим магнетним пољем, а окарактерисаном вертикалним кретањем плазме, стандардни статички модели хромосфере све више губе смисао.

Дели се на нижи слој хромосфере који се простире између 500 и 4.000 км, и виши слој на висини од 4.000 до 10.000 км.

Активност хромосфере

Хромосфера је део Сунчеве атмосфере у којој извире гас. У овој области извирање гаса може бити у облику:

• протуберанци (проминенција) које представљају облаке или млазове усијаног гаса избаченог увис и могу се уздићи до висине и до 150.000 км изнад фотосфере, пролазећи и кроз хромосферу и кроз корону. Протуберанце су гушће од околне материје и достижу температуру око 20.000 К.
• сунчевих бакљи, односно млазова гаса који унутар хромосфере брзо подижу и падају назад. Време трајања једне сунчеве бакље је око 10 минута.
• ерупција или флерова, то јест изненадних краткотрајних блескова у хромосфери који се појављују на малим површинама изнад група Сунчевих пега.

На монохроматским снимцима се види да хромосфера има структуру мреже са флокулама, тј. зрнима у облику влакана која су већих димензија од гранула у фотосфери. Могу се уочити и хромосферске факуле, крупне сјајне површине. Пошто се факулте у хромосфери налазе тачно изнад пега у фотосфери, потврђено је да су факулте и пеге два различита облика истих активних области на различитим висинама.

Спектар хромосфере

Хромосфера има скоро дискрециони емисиони спектар. Има велики број емисионих линија, а у видљивом спектру су најзначајније К и Х линије једног јонизованог калцијума (ЦаИИ К, 393,4 нм и ЦаИИ, 396,8 нм) у љубичастој боји и Х-алфа линија неутралног водоника у црвеној боји.

Сунчева корона

Главни чланак: Корона (астрономија)

Сунчева корона снимљена при помрачењу Сунца 1999. године.

Корона се налази у вишим слојевима сунчеве атмосфере у облику плазме. Ова област Сунчеве атмосфере је много топлија од просечне температуре фотосфере (5.800 К) и износи 3.000.000 К. Иако није поптпуно појашњено одакле долази до оволико великог пораста температуре, претпоставља се да га стварају струјања гаса под утицајем магнетног пољаи магнетохидронамичких таласа. Толико висока температура јој даје посебне спектралне ефекте, због чега се у 19. веку мислило да се састоји од до тада непознатог елемента, коронијума, али је после пронађено да ефекти потичу од високо јонизованог гвожђа (Фе₁₄).

Корона нема стални облик, јер спољашњи део непрестано губи масу у виду сунчевог ветра. Екстремно је редак горњи слој Сунчеве атмосфере који без оштре границе прелази у међупланетарну средину. Због овако мале густине, сјај короне је и поред огромних температура око милион пута мањи од сјаја фотосфере.

Активни региони на корони су короналне петље, структуре широких скала, интерконекције активних региона и светле тачке.

Подела по спектру

Корона се дели на унутрашњу и спољашњу корону. Оптички спектар целе короне је континуум са емисионим линијама унутрашње и апсорпционим линијама спољашње короне. Поред оптичког спектра, корона емитује и радио таласе мале снаге и X зрачење.

Унутрашња корона је област високе температуре и у њој се честице крећу брзо и хаотично. Њен спектар је континуални спектар са емисионим линијама којих има неколико десетина, а у видљивом делу спектра 3 су најјаче. Унутрашња корона даје сјај беле боје који одговара сјају пуног Месеца. Боја потиче од расипања фотосферске светлости на слободним електронима у корони, јер су атоми од високих температура јонизовани.

Спољашња корона се назива и Ф-корона, што потиче од назива Фраунхоферових линија које чине њен спектар. Спољашња корона потиче од расипања светлости на међупланетарним честицама прашине и простире се на више милиона километара у области на којој температура није висока.

Види још

• Сунце
• Хромосфера
• Корона (астрономија)

Литература

• Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга. 2010. ISBN 978-86-17-16947-1. стр. 212–217., Zavod za udžbenike i nastavna sredstva