Сунце

Из пројекта Википедија

Сунце, снимљено објективом камере са површине Земље. Опрез! Не покушавајте да гледате у сунце или да га сликате без адекватне заштите на вашим очима и уређају којим снимате

Сунце је средишња звезда нашег планетарног система - Сунчевог система. Осим Земље, Месеца и других планета (са својим сателитима), око Сунца круже и астероиди, комете, метеори, транснептунски објекти у Куиперовом појасу и честице прашине.

[уреди] Физичке карактеристике

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.

Основни подаци:
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

Хемијски састав:
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 %

[уреди] 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 Маундеров 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.

[уреди] Састав Сунца

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.

[уреди] 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.

[уреди] 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.

Проминенција у сунчевој хромосфери

Бакље у сунчевој хромосфери

[уреди] 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 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 бакље је око 10 мин.

[уреди] Корона

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.

[уреди] Сунчев ветар

Сунчев (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 магнетно 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.