Унутрашњост Сунца

Сунчева унутрашњост

Унутрашњост Сунца је један од главних делова Сунца, поред фотосфере и атмосфере. Сунчева унутрашњост обухвата језгро, радијациону зону, тахоклин и конвективну зону.

Делови Сунчеве унутрашњости

На скици Сунчеве унутрашњости Сунчево језгро је обојено црвеном бојом, радијативна зона розом, тахоклин зеленом, а конвективна зона жутом бојом.

Сунчева унутрашњост се састоји од 4 дела:

• Сунчево језгро

Компактно Сунчево језгро заузима простор до четвртине полупречника Сунца. Као код свих звезда главног низа познатих спектралних класа, енергија се и код Сунца производи у језгру. То је подручје високе температуре, око 15,6 милиона К и притиска 10¹⁶ Па који од центра опадају ка површини.

Поступак настајања енергије у језгру се одвија нуклеарном фузијом водоника у хелијум када 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.

• Радијативна зона

Радијациона или радијативна зона је зона у којој се енергија произведена у језгру преноси зрачењем, тј. радијацијом. Она досеже до око 70% полупречника Сунца. Радијациона 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).

• Тахоклин

Тахоклин је врло танка прелазна зона између радијативне и конвективне зоне која је у стабилној равнотежи са обе суседне зоне и која разграничава униформну ротацију у радијативној и диференцијалну ротацију материје у конвективној зони.

• Конвективна зона

Конвективна зона се јавља због велике непрозрачности и великог темепратурног градијента, када са 10⁶ К температура опадне до 10³ К. То је област где је материја довољно хладна и где постоји довољно велики градијент температуре за јављање молекулских и јонских веза. Температура Сунца опада удаљавајући се од центра, тако да су гасови у овој области 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. Врели млазеви плазме се подижу вертикално на горе, док се ка доле спуштају охлађени млазови.

Проучавање Сунчеве унутрашњости

До 1975. године Сунчева унутрашњост заклоњена бљештавом фотосфером, није била доступна директним испитивањима и претпоставке о њој су се засновале само на теоријском моделирању и делимичним мерењима неутринског флукса који потиче из термонуклеарних реакција.

Стандардни модел

Стандардни модел Сунчеве унутрашњости заснива се на претпоставкама:

• сферне симетрије
• константне масе током еволуције
• хомогеног физичког састава
• занемаривање ротације
• занемаривање магнетног поља

Особине стандардног модела Сунчеве унутрашњости израчунавају се помоћу основних физичких закона. Добијени резултати на горњој граници модела упоређују се са посматраним параметрима луминозности и Сунчевог полупречника, те се врше потребне корекције.

Детекција неутринског флукса

Прва информација о Сунчевој унутрашњости је добијена детекцијом Сунчевих неутрина.

Проблемом неутрина је названа измерена 50-70% мања вредност флукса од очекиваног стандардним моделом, што је дуго времена био неразјашњено питање и теорија није била у сагласности са посматрањима. Проблем је решен открићем неутринских осцилација, чиме је показано да ми оваквим посматрањима можемо да детектујемо само један део неутрина, те овим експериментом није нарушен валиднст теорије стандардног модела.

Осцилације на Сунцу

Друго важно откриће помоћу ког се и данас прати Сунчева унутрашњост јесу била осцилације на Сунцу. Године 1962. Лајтон је са сарадницима открио петоминутне осцилације на Сунчевој површини, а тек је 1975. године у радовима Дојбнера, Андоа и Осакија и доказано и експериментално и теоријски да те осцилације нису спорадичне и локалне, већ да цело Сунце вибрира попут резонантног осцилатора.

Хелиосеизмологијом се проучавају осцилације у Сунчевој унутрашњости, аналогно сеизмолошким посматрањима Земљине унутрашњости. Метода сеизмологије је постала универзална метода за посматрање унутрашњости звезда, након открића сличних осцилација на звезди Алфа Кентаури А, као касније и на неким другим звездама.

Глобалне осцилације су вертикална фотосферска кретања малих амплитуда од око 25 метара изазваних нискофреквентним звучним таласима. Таласи различитих фреквенција пролазе различите путање и продиру до различитих дубина Сунчеве унутрашњости. Како брзина ових таласа зависи од густине и температуре, хелиосеизмолошким истраживањима испитују се притисци, густине и температуре на различитим дубинама Сунчеве унутрашњости. Периоди Сунчевих глобалних осцилација се крећу између 2,5 и 11 минута, али доминирају никофреквентне осцилације (0,003 Хз) на 5 минута.

СОХО

Сателит СОХО (енгл. Solar and Heliospheric Observatory) лансиран је 1995. године и намењен за регистровање глобалних Сунчевих осцилација. Он је до сада најпрецизнији направљен инструмент за проучавање Сунца. Његов циљ је да се боље проучи хелиосфера, област у којој се простире Сунчево зрачење и у ком се налазе честице и магнетно поље.

График унутрашње ротације Сунца на ком се с лева на десно може видети скоро униформна ротација у централној радијативној зони и диференцијална ротација у спољашњој конвективној зони. Тахоклин је прелаз између ове две зоне.

Најмање очекиван резултат добијен овим сателитом у проучавању Сунчеве унутрашњости је промена брзине ротације у конвективној зони, тј. одређивање профила брзине ротације. Најспорије ротира њен горњи слој који има дебљину око 50.000 км. Ротација се наизменично убрзава и успорава приближавањем доњој граници конвективне зоне. Мерења су потврдила да дубоко испод конвективне зоне Сунце ротира као круто тело, али још увек није познат узрок оваквог ротационог профила дуж Сунчевог полупречника.

Види још

• Сунце