|
|
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
|
|
|
SUNCE 1. OPŠTI DEO
Prema spektralnoj klasifikaciji Sunce spada u žute zvezde spektralne klase G2. Vizuelna prividna magnitura je -26,86 (sa njega primamo 465.000 puta više svetlosti nego od pune mesečine) a apsolutna magnituda je 4,8. Sunce se nalazi na periferiji naše galaksije, udaljeno od središta galaksije oko 30.000 svetlosnih godina. Pri brzini od 20 km u sekundi treba mu 220 miliona godina da obiđe oko centra galaksije. Sunce pripada zvezdama "druge generacije" što znači da je sastavljeno od materijal koji je pripadao nekim predhodnim zvezdama. Rotacija Sunca oko svoje ose traje jednom u 27 dana. Pošto nije čvrsto telo ekvatorijalni delovi Sunca brže rotiraju (25 dana) što je svojstveno svim zvezdama i gasovitim planetama.
Gustina Sunca opada od centra prema spoljašnjosti. Samo jezgro čini 90% Sunčeve mase dok su periferni spoljni delovi korone ređi od najvećeg vakuma koji se može postići na Zemlji. Gustina Sunca u jezgru je 15 puta veca od gustine olova. Zbog visokih temperatura atomi su potpuno jonizovani tako da su atomska jezgra bez elektrona. Ovako stanje se zove četrvrto agregatno stanje ili stanje gasne plazme. Na slici levo prikazan je izgled Sunca u optičkom delu spektra. Lako su uočljive tamne oblasti po površini Sunca. Prvi ko je detaljno proučavao ove "tačke" bio je Galileo Galilej. Postojanje ovih crnih tačaka bio je prvi znak da Sunce nije savršeno i nepromenljivo, već da se tamo dešavaju neke stalne promene. Ove tamne oblasti nazvane su pege. One najčešce imaju dimenzije oko 10.000 km, priblično veličini Zemlje. Kao što se vidi na slici, pege se najčešce javljaju u grupama. U svakom trenutku na Suncu se može naći na stotine pega ali može biti bez ijedne pege. Pege su delovi Sunca koji su za oko 2.000 hladniji. Sunčeve pege se sastoje od vrelog gasa ali one izgledaju crne zato što se nalaze okružene mnogo toplijom fotosferom (oko 6000 K). Njihovo trajanje je različito i mogu postojati od 1 do 100 dana. Relativno su mirne oblasti ali u fotosferi koja ih okružuje povremeno dode do vrlo snažnih erupcija u kojima se izbacuju ogromne količine čestica u okolnu koronu. Toplota iz unutrašnjosti Sunca izbija na površinu u obliku pega koje nazivamo granule i putem džinovskih plamenih jezika vrelih gasova zvanih protuberance (slika desno).
Proces koji se odvija u Suncu i koji daje toliku toplotu naziva se fuzija. To je vrlo složen proces ali jednostavno rečeno to je proces spajanja dva atoma vodonika u jedan atom helijuma uz oslobađanje energije. Na Zemlji je moguće izvesti takav proces ali je on trenutan - neuravnotežen (hidrogenska bomba). Na Suncu vladaju vrlo veliki gravitacioni pritisci koji čine da se ova reakcija odvija vrlo stabilno. Prema proračunima Sunce će ravnomerno zračiti još 5 milijardi godina. Jedna od vrlo čestih pojava koje se dešavaju na Suncu su i Sunčeve erupcije nazvane protuberance. Najveći broj protuberanci javlja se u obliku mirnih protuberanci. Ove protuberance su dugotrajne i mogu se videti na svim heliografskim širinama. Prosečna dužina ovih protuberanci iznosi oko 200.000 km, a u ekstremnim služajevima one mogu da imaju dužinu i 1.900.000 km. Temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000 K. Pored mirnih javljaju se i aktivne protuberance. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000 K. U
oblastima gde se nalaze pege javljaju se eruptivne protuberance. Za razliku
od prethodnih tipova protuberance ovog tipa dostižu vrlo velike visine,
čak i preko milion kilometara. Najčešce se javljaju u obliku luka koji
se brzo povećava, pa nakon pucanja luka materijal pada nazad u hromosferu. 2. POSMATRANJE SUNCA Iako su astronomska posmatranja po prirodi stvari vezana za noć, određeni objekti i pojave mogu se posmatrati jedino danju. Jedna od takvih situacija je posmatranje Sunca. Za ovakva posmatranja dovoljno je da imate samo dvogled, fotografski stalak, malo kartona, parče nešto deblje žice i obilje volje i strpljenja. Pri svemu ovome morate imati na umu da se Sunce ne sme gledati direktno, bez specijalnog zaštitnog filtera, jer u suprotnom može doći do trajnog oštećenja vida.
Dvogled se pričvrsti na fotografski stalak (a može i da se fiksira i na neki drugi način). Od parčeta žice koja se svojim krajevima prikači za drzač dvogleda na stalku, napravi se držač za papir, tako da se papir nalazi na 40-50 cm iza okulara dvogleda. Na držač se postavi beo list papira (najbolji je onaj za fotokopiranje, zbog finoće) na koji se slika Sunca (propuštena kroz dvogled) projektuje. Kada se dvogled usmeri ka Suncu, karton nataknut na prednjem delu dvogleda pravi senku na listu papira, a svetlost Sunca koja prolazi kroz instrument, na listu hartije, unutar senke kartona, stvara sliku Sunčevog diska prečnika od 20-50 mm, čija veličina zavisi od veličine objektiva, udaljenosti lista papira od okulara i sl. Uglavnom, dobijena slika se izoštrava uz pomoć okulara (odnosno uz pomoć srednjeg točkića za podešavanje dvogleda) dok se ne dobije lik Sunca oštrih ivica. Na projektovanoj slici Sunčevog diska mogu se opaziti Sunčeve pege. S vremena na vreme potrebno je pomeriti dvogled, radi praćenja kretanja sunčevog diska. 3. POMRAČENJE SUNCA Pomračenje nekog nebeskog tela u vasioni nije retka pojava, ali pomračenje ove naše zvezde je po nečemu ipak izuzetno. Ono nastaje kada Mesec putujući svojom stazom zakloni Sunce, te načini senku na Zemlji. Ali pazite sad, prečnik Meseca je oko 400 puta manji od prečnika Sunca, a nekim divnim čudom za otprilike isto toliko puta je i Mesec bliži Zemlji nego Suncu. Zbog toga se prividni prečnici i Sunca i Meseca gotovo podudaraju po veličini i Mesec može potpuno da zakloni zvezdu što čitavu pojavu čini izuzetnom. U stvari, prividni prečnik Meseca zavisno od njegove udaljenosti od Zemlje i varira izmedju 29' 22" i 33' 31". Prividni prečnik Sunca opet zavisno od njegove udaljenosti od Zemlje, takodje se menja: od 31' 31" do 32' 35". Ovo je uzrok različitim vrstama pomračenja Sunca.
Čitav spektakl teče ovako. Na zapadnom, desnom kraju Sunca Mesec dodirne Sunčev disk i to je prvi, prividan, kontakt dva tela.
Uporedo sa ovim svetlost se lagano smanjuje, a Sunce dobija izgled sve tanjeg srpa. Sve ovo traje oko jedan sat. Zatim, u jednom momentu Mesec dodirne drugu ivicu Sunčevog diska (drugi kontakt), sasvim pokrije Sunce i izgled neba se dramatično menja. Počelo je totalno pomračenje. Nastaje mrak, ne baš potpuni ali dovoljan da se na nebu pojave najsjajnije zvezde i velike planete. Životinje su uznemirene, ptice se spremaju za počinak. Temperatura opada za nekoliko stepeni.
Ako je Mesečev prividni prečnik maksimalan onda totalno pomračenje traje najviše 7 minuta i 31 sekundu. Ali ako je ovaj prečnik po veličini jednak Sunčevom totalno pomračenje će trajati svega delić sekunde. Već posle toga, nakon trećeg kontakta (kada desna ivica Mesečevog diska dodirne rub Sunčevog diska) iza desne ivice Meseca pojaviće se blještavi uzan srp Sunca.Tog trenutka iščezavaju protuberance, korona i zvezde. Srp lagano raste i za oko jedan sat, posle četvrtog kontakta okončava se i delimično pomračenje.
Totalno pomračenje u jednom odredjenom mestu, recimo u Loznici, je retka pojava i dešava se otprilike jednom u 200 godina.
Najduže prestenasto pomračenje traje 12 minuta i 24 sekundi. Jasno je pošto u ovom slučaju Mesec ima manji prividni prečnik njemu treba više vremena da prodje Sunce nego kada su diskovi oba tela jednaki.
Zadnje veliko pomračenje Sunca bilo je 29. marta 2006. godine. O tome detaljno možete pročitati ovde Ovde ćemo opisati ranije pomraćenje koje je bilo 03.10.2005.
Po tipu, to je prstenasto pomračenje. Ono započinje u
Svoj maksimum ovo pomračenje će imati u Sudanu u 12:31:42. Prstenasto pomračenje ovde će trajati 4 minuta i 30 sekundi, a prečnik senke biće 162 kilometara. Potom senka dalje putuje na jug i u 14:22 ulazi u Indijski okean. U 15:27 i polusenka Meseca napušta našu planetu (četvrti kontakt). Mesečeva senka prećiće svoj put od 14.100 kilometara po planeti za 3 sata i 41 minut i pokriti 0,57% njene površine.
Pored vrlo oblačnog vremena koje je onemogućavalo posmatranje prikazujemo vam neke fotografije pomračenja od 3.10.2005. godine. Mesto snimanja Subotica, snimatelj Lajoš Kiš.
4. POLARNA SVETLOST
Kada Sunčev vetar dospe do Zemlje sudara se sa gasovima Zemljine atmosfere. Tada se noću mogu videti raznobojna svetlucanja. Ta svetlost se zove
Da
bi se razumelo kako nastaje polarna svetlost moramo pre svega objasniti
kako izgleda neposredna Zemljina okolina u smislu električnih i magnetnih
karakteristika. Pored atmosfere sa više svojih slojeva, Zemlju okružuju
i pojasevi naelektrisanih čestica. To su takozvani Van Alenovi pojasevi,
koji se prostiru od 3.840 km do 16.000 km iznad površine naše planete.
Te čestice predstavljaju uglavnom elektroni, protoni i neka atomska jezgra.
Ove čestice potiču sa Sunca. Naime poznato je da Sunce pored zračenja
emituje i naelektrisane čestice koje čine takozvani sunčev vetar. Kada
ove čestice stignu u blizinu Zemlje, na njih počne da deluje Zemljino
magnetno polje i na taj način ih zarobi. Te čestice su od tada prisiljene
da stalno osciluju izmedu severnog i južnog magnetnog pola.
U periodima pojačane Sunčeve aktivnosti, može se očekivati i pojačan intenzitet polarne svetlosti. U takvim slučajevima je moguće ovaj fenomen videti i na nižim geografskim širinama. Znači da postoji mogućnost da se polarna svetlost vidi i iz naših krajeva. Ne treba očekivati da se ona vidi iz gradova (svetlosna zagađenost), ali na uzvišenjima van grada, gde je atmosfera čista i gde je svetlosna zagađenost mala ponekad može da se posmatra. Takvih slučajeva je već bilo u proslošti. Svi oni koji mogu trebalo bi da probaju da fotografišu, snime ili naprosto uživaju u prelepoj pojavi na noćnom nebu. Polarne svetlosti nad južnim i severnim polom mogu biti kao preslikane u odnosu jedna na drugu. Vekovima se sumnjalo u to, sve dok nismo dobili fotografije sa orbitalne NASA svemirske letilice POLAR. Sa svojih 11 instrumenata za proučavanje Zemljine magnetosfere, ova letilica je svojom CCD kamerom svakih 37 sekundi slikala po jedan frejm u ultraljubičastom delu spektra. Na slici desno vidi se satelitski snimak polarnih svetlosti Aurora borealis (Severni pol) i Aurora australis (Južni pol). Oblak elektrona i jonske plazme koji je krenuo sa Sunca par nedelja ranije uzrok je ovih pojava, dok je eksplozija na Suncu tri dana pre toga oslobodila sve te energetske čestice.
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
