SUNCE
četvrti deo

Slika spektra

Slika 2

Slika 3

Ispod fotosfere solarni gas je vrlo gust a interakcije između fotona, elektrona i jona vrlo česte pa zračenje ne može jednostavno da izađe u okolni prostor. Fotoni bivaju apsorbovani i ponovo emitovani mnogo puta dok Sunčeva energija putuje iz jezgra ka spoljašnjosti - jednom "paketu" energije može biti potrebno i po nekoliko miliona godina da stigne do površine. Međutim, verovatnoća da foton, bez daljih interakcija, prođe kroz atmosferu zavisi isključivo od njegove energije. Ako energija koji foton poseduje odgovara nekom elektronskom prelazu u nekom od atoma ili jona prisutnih u gasu onda foton može biti apsorbovan. Što je broj elemenata koji mogu da apsorbuju dati foton veći, manja je verovatnoća da taj foton napusti atmosferu Sunca pre nego što bude apsorbovan. Suprotno, ako energija fotona ne odgovara nijednom prelazu onda foton ne može da interaguje sa gasom on neometano napušta atmosferu Sunca i odlazi u međuplanetarni prostor.

Kako je prikazano na slici desno kad posmatramo Sunce naš pogled dopire do određene dubine u atmosferu Sunca što zavisi od talasne dužine svetlosti koju vidimo. Fotoni sa talasnim dužinama koje im ne pružaju šansu da budu apsorbovani dolaze sa fotosfere, a oni koji su na talasnim dužinama na sredini spektralnih linija dolaze iz viših, hladnijih, slojeva atmosfere. Ove linije su tamnije od okoline zbog toga što je temperatura atmosfere tamo odakle oni dolaze manja od 5.800K, koliko iznosi temperatura fotosfere, odakle potiče većina kontinualne emisije (prema Štefan-Bolcmanovom zakonu, F = s*T⁴, gde je F - fluks energije, sjaj objekta koji zrači zavisi od njegove temperature - hladniji gas zrači manje energije nego topliji).

Prema tome, postojanje Fraunhoferovih linija direktan je dokaz da se temperatura Sunca smanjuje sa udaljavanjem od fotosfere. U spektru Sunca registrovano je na desetine hiljadaspektralnih linija, međutim ne postoji toliko veliki broj različitih elemenata na Suncu. Uzrok postojanja toliko velikog broja različitih spekralnih linija je to što su mnogi elementi prisutni u mnogo različitih stanja ekscitacije i jonizacije. Oni apsorbuju fotone vrlo različitih energija, čak i u vrlo uskom videljivom delu spekta elektomagnetog zračenja. Što je neki element složeniji on može da apsorbuje veći broj fotona sa različitim energijama što dovodi do nastanaka većeg broja spektralnih linija. Na Suncu je detektovano oko 67 različitih elemenata, ali većina njih je toliko malo zastuplejna da instrumenti jedva mogu da ih detektuju. U tabeli desno prikazana je zastupljenost 10 najčešćih elemenata na Suncu. Primećuje se da je vodonik daleko najzastupljenjeniji element, a za njim ide helijum. Ista ovakva zastupljenost elemenata nalazimo i na jovijanskim planetama, pa čak i u čitavom Univerzumu.

U hromosferi postoje nehomogenosti i zbog toga u njoj se može izdvojiti nekoliko slojeva i to: niža (do 1.500km iznad fotosfere), srednja (između 1.500 i 4.000km), i gornju hromosferu (od 4.000 do 10.000km). Niža hromosfera je dosta homogena i u njoj temperatura nastavlja da opada sa udaljavanjem od fotosfere. Pri njenom vrhu temperatura iznosi oko 4.500 - 4.000K. Ova temperatura je niža od one u dubljim slojevima Sunca i to dovodi do nastanka apsorpcionih linija u spektru elektromagnetnog zračenja. Iznad niže hromosfere temperatura počinje da raste i pri njenom vrhu dostiže 10.000K. U hromosferi koncentracija čestica počinje naglo da opada. Na visini od 1.000 km iznad fotosfere koncentracija atoma vodonika (najčešće jonizovanih) iznosi oko 10¹⁹m^-3, a na visini od 10.000km oko 10¹⁵m^-3. Koncentracija elektrona na tim visinama iznosi 10¹¹m^-3, odnosno 10⁹m^-3.

Spikule
Na monohromatskim snimcima hromosfere vidi se da ona ima mrežastu strukturu sa zrnima u obliku vlakana, tzv. flokula. Ova zrna su većih dimenzija od granula u fotosferi. Takođe, u hromosferi se mogu videti i krupne sjajne površine, tj. hromosferske fakule, koje leže tačno iznad pega u fotosferi. Prema tome, pege i hromosferske fakule predstavljaju različite oblike istih aktivnih oblasti, ali na različitim visinama. Hromosfera uopšte nije mirna. Svakih nekoliko minuta desi se erupcija male solarne oluje izbacujući mlazove vrelog gasa, poznate kao spikule, u gornje slojeve atmosfere (slika desno). Ovi dugački, tanki mlazevi usijanog gasa, temperature oko 15.000K, napuštaju površinu Sunca brzinom od oko 100 km/h i dospevaju do visine od nekoliko hiljada kilometara iznad fotosfere. Spikule najčešće traju oko 15 minuta. One nisu ravnomerno raspoređene po površini Sunca. One pokrivaju samo oko 1% ukupne površine Sunca i najčešće se grupišu u blizini ivica supergranula. Procenjuje se da je u hromosferi u svakom trenutku prisutno oko milion spikula.

Korona

Varijacija temperature gasa sa visinom

Danas se zna da te nove spektralne linije ne potiču on nijednog vanzemaljskog atoma. Koronijum ne postoji. Nove linije se javljaju zbog toga što su atomi u koroni izgubili mnogo više elektrona nego što je to slučaj sa atomima hromosfere i fotosfere, tj. atomi korone su višestruko jonizovani. Npr. identifikovane su spektralne linije koje odgovaraju jonu gvožđa koji je 13 puta jonizovan, tj izgubio je 13 od svojih 26 elektona. Atomi gvozđa koji se nalaze u fotosferi izgubili su, najčešće, 1 ili 2 elektrona. Uzrok ovoliko velikog stepena jonizacije je visoka temperatura korone. Visok stepen jonizacije, o kome se zaključuje na osnovu spekatra snimljenih za vreme totalnog pomračenja Sunca, ukazuje na to da je temperatura u gornjim slojevima hromosfere veća nego temperatura fotosfere. Osim toga, temperatura solarne korone gde je jonicacija još veca, je mnogo veća od temperature hromosfere.

Zasnovano na mnogim posmatranjima uslova na različitim rastojanjima od površine Sunca, od fotosfere do spoljnjih delova korone, na slici desno prikazana je varijacija temperature gasa sa visinom. Temperatura gasa dostiže minimum od 4.500K na visini od 500km iznad fotosfere, nakon čega počinje konstantno da raste. Na oko 1.500km iznad fotosfere temperatura počinje vrlo brzo da raste i na visini od 10.000km dostiže vrednost od 1.000.000K. Daljim povecanjem visine temperatura ostaje približno ista. Na osnovu ovakvog profila promene temperature može se postaviti oštra granica između hromosfere i korne. Hromosfera se prostire od vrha fotosfere do visine od 1.500km. Oblast u kojoj postoji brz rast temperature gasa, od 1.500 do 10.000km, naziva se tranzitna zona. Na visini od 10.000km počinje korona.

U koroni se mogu uočiti različite forme: zraci, lukovi, perjanice, kondenzacije i šupljine, erupcije itd. Neki od ovih oblika mogu se videti i u vidljivoj svetlosti, dok je za druge koronu neophodno posmatrati u drugim delovima elektromagnetnog spektra (radio ili rendgenskom). Razlog rasta temperature u koroni još nije sa sigurnošću poznat. Ponašanje gasa u atmosferi Sunca je u suprotnosti sa zdravorazumski poznatim ponašanjem gasa - sa udaljavanjem od izvora toplote temperatura treba da se smanjuje, a ne da raste. Da bi ovakvo ponašanje temperature gasa bilo moguće korona mora da ima neki dodatni izvor toplote. Astronomi danas veruju da su poremecaji magnetnog polja u fotosferi, nalik na spikule ali mnogo većih razmera, bezuslovno odgovorni za zagrevanje korone.

5.4 Solarni vetar
Elektromagnetno zračenje i brže čestice stalno napuštaju Sunce. Zračenje se od fotosfere udaljava brzinom svetlosti i za 8 minuta stiže do Zemlje a čestice se kreću brzinom od oko 500km/s i stižu do Zemlje za nekoliko dana. Ovaj stalni "potok" čestica naziva se solarni vetar. Solarni vetar sastoji se od elektrona i pozitivnih čestica (95% protona i oko 4,5% jezgra helijuma). Na rastojanju Zemljine orbite, zavisno od aktivnosti Sunca, svake sekunde kroz kvadratni metar poprečne površine "prostruji" između 5 x 10¹¹ i 5 x 10¹² protona. Koncentracija protona u blizini Zemljine orbite iznosi u proseku oko 5 x 10⁶m^-3. Svake sekunde Sunčev vetar u meduplanetarni prostor odnese, u obliku kinetičke energije, oko 10²¹ do 10²²J (poredenja radi Sunce svake sekunde izraci 3,86 x 10²⁶J kinetičke energije.

Solarni vetar je izazvan visokom temperaturom korone. Na rastojanju od oko 10 miliona kilometara od fotosfere, koronarni gas je dovoljno vreo, a čestice gasa dovoljno brže, da savladaju gravitaciono privlačenje Sunca i odu u međuplanetarni prostor. U isto vreme atmosfera izgubljeni materijal nadoknađuje sa površine Sunca. Ako se ovo nadoknađivanje materijala ne bi dešavalo korona bi isparila za samo dan-dva. U stvari, čitavo Sunce stalno isparava, stalno gubeći masu koju odnosi solarni vetar. Ali, solarni vetar ima vrlo malu gustinu. Bez obzira na to što vetar svake sekuned sa Sunca odnosi između 10⁸ i 10⁹kg materijala, od kad je nastalo pa do danas Sunce je na ovaj način izgubilo samo 0,1% svoje ukupne mase. Znači naša zvezda stvarno polako isparava ali ona gubi zanemarljivu kolicinu svoje mase. Područije širenja Sunčevog vetra naziva se heliosfera. Procenjuje se da je njena granica na rastojanju između 50 i 100 astronomskih jediniča od Sunca, što je daleko iza orbite Plutona.

Snimak u spektru X-zracenja

5.4.1 X-zračenje i koronarne rupe
Koju vrstu zračenja emituje gas na temperaturi od 1.000.000K?
Za razliku od fotosfere sa temperaturom od 6.000K, koja najviše zrači u vidljivom delu spekta, topliji koronarni gas emituje elektromagnetno zračenje mnogo viših frekvencija i energija, najviše X-zrake. Iz tog razloga teleskopi za detekciju X-zračenja su postali vrlo značajni za proučavanje korone Sunca. Na slici desno prikazano je Sunce snimljeno u spektru X-zračenja. Korona se prostire daleko iza oblasti koje su zabeležene na slici, ali zračenje tih oblasti je vrlo slabo (zbog male gustine gasa) pa instrumenti nisu mogli da ga registruju.

Koronarna rupa

Severni magnetni pol

5.4.2 Uticaj Sunca na magnetosferu Zemlje
Zemlja, slično Suncu, takođe poseduje dipolno magnetno polje. Ovo magnetno polje možemo zamisliti kao da se u unutrašnjosti naše planete nalazi jedan ogroman magnet. Severni pol ovog magneta nalazi se u kanadskom arktičkom područiju, a južni na Antarktiku. (Slika desno) Zemljino magnetno polje širi se na sve strane daleko u prostor, ali tako da se u smeru prema Suncu prostire do rastojanja samo 10 puta većeg od njenog poluprečnika, a u suprotnom smeru pruža se u obliku repa komete. Razlog ovakvog oblika magnetnog polja naše planete je u delovanju Sunčevog vetra. Za Zemlju, Sunčev vetar je veliki, razreden gasovit oblak koji se kreće. Brzina kretanja ovog oblaka je desetak puta veća od brzine prostiranja zvuka u gasu.

Gas koji se kreće sa Sunca sa sobom nosi magnetno polje Sunca, pa pri sudaru ovog polja sa razredenom Zemljinom atmosferom dolazi nastanka udarnog talasa sa one strane Zemlje koja je okrenuta ka Suncu, slično talasu koji nastaje kad kroz vazduh prolazi puščani metak. Zemljino magnetno polje suprotstavlja se magnetnom polju Sunca. Zbog toga je magnetno polje naše planete ograničeno sa strane prema Suncu. Ova granica nije čvrsta već se menja zavisno od jačine vetra i njegovog magnetnog polja. Na noćnoj strani naše planete magnetosfera se slobodno širi i ono ima oblik repa komete. U sredini repa dolazi do poništavanja magnetnog polja i taj deo naziva se neutralni sloj. U polarnim oblastima jačina magnetnog polja je najveća

Naelektrisane čestice se uvek kreću u pravcu linija magnetnog polja pa im je zbog oblika linija u polarnim oblastima tu najlakše da stignu u niže delove atmosfere. Pristigle naelektrisane čestice sudaraju se sa atomima gasa atmosfere, pobuduju ih i gas počinje da svetli. Tako nastaje polarna svetlost. Polarna svetlost nastaje na visinama gde je gas dovoljno redak da čestice mogu kroz njega da prolaze ali i dovoljno gust da može da dode do dovoljnog broja sudara čestica sa atomima gasa. To su najčešće visine između 100 i 250 km, ali polarne svetlosti se mogu javiti i na visinama do 1.000 km. Polarna svetlost se javlja u različitim oblicima, a boja je zelena ili crvena zbog toga što gas atmosfere emituje svetl odredenih frekvencija a ne belu svetlost.