Građa Sunca
Priredili: dr.sc. Darije Maričić i dr.sc. Bojan Vršnak
Duboko u unutrašnjosti naše zvijezde, Sunca, fuzijom vodika oslobađa se ogromna energija koja se nezadrživo probija prema površini da bi bila izbačena u međuplanetarni prostor. Ta energija dala je temelje procesima nastanka i razvoja života na Zemlji. Sunce je zapravo jedna ogromna užarena kugla u središtu našeg Sunčevog sustava, koja sadrži više od 99,8% njegove mase. Ono je trenutno jedina zvijezda koju možemo detaljno izbliza promatrati i laboratorij gdje se događaju procesi koje na Zemlji još nije moguće ostvariti. Kaže se da je Sunce jedna „obična“ zvijezda, što je zapravo istina ukoliko mislimo da u svemiru postoji jako veliki broj takvih zvijezda. Međutim, s obzirom da u svemiru postoje zvijezde koje su i znatno veće, a i one znatno manje od našeg Sunca, te da je prosječna masa koju posjeduju zvijezde manja od polovice mase Sunca, onda možemo reći da Sunce spada u skupinu 10% najmasivnijih zvijezda svemira. Zvijezde poput našeg Sunca zbog svoje veličine i boje nazivaju se još i žuti patuljci.
Sl. 1: Aktivno područje u blizini Sunčeva ruba snimljeno 24. srpnja. 2002. godine, Švedskim 1-metarskim solarnim teleskopom koji je smješten na otoku La Palma, Španjolska. Rub Sunca nalazi se u blizini gornjeg ruba snimke, a udaljenost između dvije crtice na prikazanoj skali je 1000 km. Najmanja razlučiva struktura je velika oko 70 km. Snimka jasno prikazuje trodimenzionalnu prirodu fotosfere Sunca.
Građa Sunca
– Kao i velika većina zvijezda u svemiru, Sunce se sastoji od 70% vodika, zatim 28% helija, dok ostali elementi čine svega 2%. U različitim dijelovima Sunca odvijaju se različiti procesi. Tako Sunce možemo podijeliti na jezgru, radijativnu zonu, konvektivnu zonu, fotosferu, kromosferu i koronu. Duboko unutar jezgre Sunca gravitacijski tlak je zbio i zagrijao plin do temperature od oko 15 milijuna Celzijevih stupnjeva. Pri tako visokim temperaturama atomi vodika se toliko snažno sudaraju da ostaju “prilijepljeni” jedan uz drugog stvarajući atome helija, a dio njihove početne mase (0,7%) se pretvori u energiju. Ovakav proces u kojima iz atoma vodika dobivamo atome helija zovemo fuzija, a svrstavamo ga u skupinu termonuklearnih procesa. Fuzija vodika u helij odvija se u prostoru koji obuhvaća otprilike 0,25 polumjera Sunca. Ovim procesom se oslobađa energija u obliku visoko energetskih fotona s valnim duljinama u području gama-zračenja, nevidljivim našem oku. Tako, naše Sunce svake sekunde pretvori 600 milijuna tona vodika u 596 milijuna tona helija, dok se 4 milijuna tona vodika pretvori u 4·1026 W energije.
Nadalje, energija se transportira kroz unutrašnjost Sunca prema van smanjujući energiju fotonima, ali povećavajući njihov broj i na površini postaje vidljiva svjetlost koja odlazi u svemir. Spektralna raspodjela zračenja Sunca odgovara temperaturi površine od 5800 K, te stoga ima maksimum u žuto-zelenom dijelu spektra. Dio energije dobivene u jezgri pretvara se u tlak zračenja koji se protivi gravitaciji materije, a dio se skladišti u unutrašnjosti zvijezde. Također, prilikom fuzije vodika u helij, proton se mijenja u neutron, pri tome oslobađajući foton, pozitron (elektron s pozitivnim nabojem) i česticu zvanu neutrino. Neutrino je čestica koja nema naboj i ima gotovo neznatnu masu, a glavno mu je svojstvo da vrlo teško međudjeluje sa materijom. Tako, oko 1038 neutrina svake sekunde izleti iz Sunca, što bi značilo da u svakoj sekundi kroz svaki kvadratni centimetar našeg tijela prođe više milijardi neutrina.
Unutrašnjost Sunca se sastoji od područja sa različitim temperaturama, gustoćama i mehanizmima prijenosa energije. U području koje astronomi zovu radijativna zona, najefikasniji način prijenosa energije iz jezgre u unutrašnjost Sunca je zračenje. Zbog vrlo velike gustoće materije emitirani fotoni u jezgri ne putuju daleko, jer se sudaraju sa česticama ili atomima koji im stoje na putu i pri tome bivaju apsorbirani. Foton može biti ponovno emitiran (reemitiran) u bilo kojem smjeru, ali zbog toga jer su temperatura i tlak znatno veći prema središtu, fotoni će se postupno kretati prema van. Kada bi se mogao neometano gibati, foton bi za samo dvije sekunde došao iz jezgre do površine, ali umjesto toga putovanje može potrajati i do milijun godina. Opadanje temperature prema vanjskim slojevima uzrokuje sve veću neprozirnost plina za zračenja. Zbog toga, u vanjskim slojevima unutrašnjosti Sunca prijenos energije zračenjem više nije dovoljno učinkovit, pa se pojavljuje tzv. konvekcija, koja omogućuje prijenos energije miješanjem plina. Za razliku do našeg Sunca, znatno toplije zvijezde, kao npr. Rigel ili Deneb nemaju uopće konvektivnu zonu, dok znatno hladnije zvijezde, kakve su Betelgez i Antares imaju zonu konvekcije koja se prostire skoro do same jezgre. Vruće mase plina se poput zagrijanih balona uzdižu prema površini Sunca, fotosferi (vanjskom području Sunca debljine svega 500 km), u kojoj se hlade emitiranjem zračenja i to najviše na valnim duljinama vidljive svjetlosti. Ohlađene i stoga zgusnute padaju nazad u dublje slojeve Sunca. Ove izranjajuće i uranjajuće mase plina astronomi nazivaju konvekcijske ćelije ili granule. Granule mogu biti različitih veličina, pa ih dijelimo u dva razreda koja nazivamo granulacija i supergranulacija. Granulacija daje tipičan „zrnat“ izgled Sunčevoj fotosferi, a same granule su reda veličine tisuću kilometara. Kod supergranulacije, granule su promjera do nekoliko desetaka tisuća kilometara i protežu se duboko u konvektivnu zonu.
Kromosfera
– Temperatura postupno raste iznad fotosfere u sloju Sunčeve atmosfere koji se zove kromosfera. Ovaj sloj Sunca jasno možemo vidjeti tijekom potpune pomrčine Sunca, a debljina mu je svega nekoliko tisuća kilometara. Sloj vidimo u crvenoj boji zbog toga jer su u njemu pobuđeni atomi vodika na visokoj temperaturi, pri čemu zrače fotone valnih duljina crvene svjetlosti. Na visinama od 10.000 km iznad kromosfere možemo vidjeti i svijetle izbačaje plazme koji se nazivaju spikule. Spikule nastaju na rubnim dijelovima supergranula i traju od 5 do 10 minuta prije nago što iščeznu ili padnu natrag u fotosferu. One također doprinose i zagrijavanju viših slojeva Sunčeve atmosfere.
Sl. 2: Na snimci je prikazana najveća Sunčeva pjega u aktivnom području rednog broja 10030. Snimak je napravljen 15. srpnja 2000. godine sa Švedskim 1-metarskim Solarnim teleskopom. Snimak je dorađen sa tzv. phase – diversity tehnikom i trenutno je jedan od snimaka površine Sunca s najvećom rezolucijom.
Sunčev ciklus
– Dakle, površina Sunca nije jednolika i nepromjenjiva. Glavni pečat površinskom izgledu Sunca i njegove atmosfere daju područja jakih magnetskih polja unutar kojih se odvija burna aktivnost. Sunčeve pjege su u biti područja na površini Sunca s temperaturom i do 1500 K manjom od okoline, zbog čega se vide kao tamne površine u odnosu na svijetlu fotosferu. Ponekad su kružnog, a češće nepravilnog oblika. Velike pjege se sastoje od tamnog središnjeg dijela nazvanog umbra, tj. sjena i nešto svjetlijeg ruba nazvanog penumbra, odnosno polusjena. Efektivna temperatura umbre je 4200 K, a penumbre 5500 K.
Početkom 17. stoljeća Galileo Galilei je prvi koristio gibanje pjega preko Sunčeve ploče za određivanje rotacije Sunca. Kasnija opažanja pokazala su da Sunce ne rotira kao kruto tijelo, već da različiti dijelovi Sunca različito rotiraju. Tako je Christopher Scheiner bio prvi koji je uočio (oko 1630. godine) da je brzina rotacije sporija na većim heliografskim (sunčevim) širinama. Područja oko ekvatora rotiraju brže i imaju period rotacije oko 25 dana, dok u polarnim područjima period rotacije iznosi 30 dana. Ova se pojava naziva diferencijalna rotacija i karakteristična je za plinovita svemirska tijela, a mehanizam rotacije je još uvijek tema znanstvenih istraživanja.
Najraniji zapisi o pojavama pjega na Sunčevoj ploči mogu se naći već u zapisima starokineskih astronoma, koji su pjege promatrali kroz oblake i izmaglicu tijekom izlaska i zalaska Sunca. U staroj Grčkoj pjege je golim okom pratio i Aristotelov učenik Theophrastus. Zatim su Sunčeve pjege zaboravljene sve do 17. stoljeća, kada su ih Thomas Harriot, Johann Fabricius i Christoph Scheiner promatrali kroz začađena stakla, dim ili tanke oblake. Suvremena opažanja pjega počinju 1610. godine, kada ih je Galileo Galilei prvi puta promatrao teleskopom. Godine 1843. astronom amater Heinrich Schwabe ustanovio je da se broj pjega mijenja tijekom godina te da se one pojavljuju u pravilnim vremenskim ciklusima. Tijekom zadnjih 200 godina, vrijeme između maksimuma i minimuma aktivnosti, koje još nazivamo ciklus Sunčeve aktivnosti ili ciklus pojavljivanja Sunčevih pjega, iznosi u prosjeku oko 11 godina. Međutim taj ciklus može trajati od 9 pa sve do 15 godina. Kako bi se zakonitosti pojavljivanja pjega mogle bolje pratiti, astronom Rudolf Wolf je uveo mjeru za Sunčevu aktivnost koja je po njemu nazvana Wolfovim brojem. Naime, on je ustanovio da se pjege pojavljuju u grupama te da se aktivnost Sunca može dobro mjeriti brojem koji se dobije tako da se broj pjega vidljivih na Sunčevoj ploči zbroji s deseterostrukim brojem grupa u kojima su ustrojene. Tako dobiven Wolfov broj mijenja se vrlo pravilno s periodom od 11 godina. Početkom 20. stoljeća razvile su se promatračke tehnike koje su omogućile opažanja i Sunčeve atmosfere iznad fotosfere, te pojava u njoj. Ubrzo je ustanovljeno da su pojave u atmosferi najburnije u blizini Sunčevih pjega te da i njihova aktivnost slijedi jedanaestogodišnji ciklus. Tijekom minimuma Sunčeve aktivnosti kakav je bio 1996. godine, astronomi su izračunali da niti u jednom trenutku na površni Sunca nije bilo više od 5 pjega, dok tijekom maksimuma Sunčeve aktivnosti kakav se dogodio 2001. godine moglo se vidjeti i do 250 pjega. Svakako treba istaknuti da iz crteža Sunca i mjerenja Sunčeve aktivnosti znamo da postoje periodi kada se Sunčeva aktivnost spušta na minimum na duže vrijeme. To se dogodilo 1600-tih, a također to je i period kada je u Europi zavladalo malo ledeno doba. Znanstvenici ne razumiju u cijelosti povezanost između ciklusa Sunčevih pjega i klimatskih uvjeta na Zemlji, ali čini se da između njih postoji snažna povezanost. Do sada su znanstvenici uočili povezanost između promjene Sunčeve aktivnosti i promjene velikog broja Zemljinih atmosferskih i klimatskih parametara, npr. ozonske rupe iznad Antarktike povećavaju se za vrijeme maksimuma Sunčeve aktivnosti.
Utjecaj na klimu
– Mnoštvo okolnosti utječe na klimatska svojstva planeta. Jedan on najvažnijih čimbenika koji određuje klimu planeta je svakako količina energije koju njegova atmosfera i površina prime od Sunca. Naravno, to ovisi o udaljenosti Sunca i zračenju koje dolazi sa njega, ali i o tome koliki dio energije koja stiže do granica atmosfere biva propušten dublje u atmosferu, sve do površine, a koliki dio se reflektira i biva izgubljen u svemir. Ukoliko se bilo koji od ovih čimbenika promjeni, doći će do klimatskih promjena. Relativno dugotrajna stabilnost i blagost klime našeg planeta pogodovala je nastanku i razvoju života, od najjednostavnijih živih organizama pa sve do složenih vrsta poput čovjeka. Međutim, klimatske promjene značajno su utjecale na evoluciju živih organizama našeg planeta, jer vrste koje nisu bile dovoljno prilagodljive su umirale i nestajale. Ovu blagost i stabilnost Zemljine klime uz povremene klimatske promjene, možemo zahvaliti stabilnosti za nas osnovnog izvora energije – našeg Sunca. Kada napusti Sunce, energija se nesmetano brzinom svjetlosti prenosi kroz međuplanetarni prostor i za nešto više od 8 minuta prijeđe 150 milijuna kilometara, te stiže do Zemlje. Podijelimo li 4·1026 W koje zrači Sunce sa površinom sfere polumjera 150 milijuna kilometara, nalazimo da Zemlja od Sunca dobiva 1,4 kW/m2. Svi planeti Sunčevog sustava reflektiraju dio energije kojom ih Sunce obasjava, te zahvaljujući tome planete vidimo na nebeskom svodu. Zemljina atmosfera, te kopnene, ledene i vodene površine, reflektiraju oko 35% ukupnog zračenja koje je obasjalo Zemlju. Ostatak zračenja troši se na zagrijavanje atmosfere i pokretanje atmosferskih masa (oko 20%), dio dospijeva do Zemljine površine u obliku direktnog Sunčevog zračenja (25 – 30%), a dio kao zračenje raspršeno atmosferom (15 – 20%). Zemljina atmosfera posebice efikasno raspršuje plavu svjetlost pa stoga nebo ima plavu boju, a u izravnom Sunčevom zračenju nastaje manjak plave boje, pa je stoga boja Sunca za opažača žuta umjesto žuto-zelena kakva je za astronauta izvan Zemljine atmosfere. Zračenje koje dospijeva do Zemlje troši se za zagrijavanje kopnenih i vodenim masa. Energija utrošena za zagrijavanje atmosfere (20%) i kopnenih i vodenih masa (45%) odašilje se nazad u svemir u obliku toplinskog zračenja, tj. zračenja u infracrvenom dijelu elektromagnetskog spektra. Budući je albedo Zemlje (dio svjetlosti i zračenja koji se reflektira od nje) 35% nalazimo da je ukupna energija koja je pristigla na Zemlju jednaka ukupnoj energiji koju ona izrači u svemir. Dakle uspostavljena je energetska ravnoteža, odnosno mijenja se samo spektralna raspodjela zračenja. Primljeno zračenje je valnih duljina vidljive svjetlosti, a emitirano je zračenje valnih duljina toplinskog zračenja. Zanimljivo je spomenuti da sveukupni živi svijet (biosfera) troši svega oko 0,1% pristiglog Sunčevog zračenja, a sveukupne zalihe fosilnih goriva (ugljena, nafte, zemnog plina) nastale su pretvorbom tek neznatnog dijela zračenja koje je primila Zemlja od Sunca. Također, zgodno je naglasiti da i energija koju dobivamo iz hidroelektrana ili pomoću vjetra zapravo predstavlja Sunčevu energiju. Jedini uistinu Zemaljski izvor energije je geotermalna energija, jer i korištenje nuklearne energije ima svemirsku pozadinu, odnosno i teški elementi koji se koriste za procese fisije u nuklearnim elektranama nastali su u eksplozijama zvijezda prije nastanka Zemlje i Sunca.
Zemljina atmosfera je sustav koji je jako osjetljiv na spektralnu raspodjelu i količinu zračenja koju prima sa Sunca. Stoga i male promjene Sunčevog zračenja mogu izazvati promjenu klimatskih uvjeta. Tako, postoje periodičke promjene Sunčevog zračenja koje su posljedica promjene karakteristika Zemljine putanje oko Sunca. Te promjene ili tzv. Milankovićevi ciklusi, očituju se u promjeni ekscentriciteta (izduženosti) Zemljine putanje, promjeni nagiba Zemljine osi rotacije s obzirom na ekliptiku, te precesiji Zemljine osi rotacije. Ove promjene uzrokuju promjene u količini i načinu na koji Zemlja prima zračenje od Sunca i odvijaju se s periodima od 100.000, 40.000 i 20.000 do 25.000 godina. Rezultati proučavanja taloga na dnu oceana nepobitno dokazuju da postoje tri različita perioda s kojima se na Zemlji izmjenjuju hladne i tople ere. To su periodi od 100.000, 42.000 i 24.000 godina. Sličnost ovih perioda s periodima promjena Zemljina gibanja je očita.
Najdugotrajnije promjene klime povezane s promjenama Sunčevog zračenja mogle bi biti uzrokovane promjenama uvjeta koji vladaju u okolici Sunca tijekom njegovog gibanja oko središta galaktike. Čini se da najduži ciklusi pojavljivanja ledenih doba na Zemlji imaju periode od oko 200 milijuna godina, što je vrijeme usporedivo s ophodom Sunca oko centra galaktike. Po svemu sudeći mi upravo živimo na samom kraju jednog takvog ledenog doba. S druge strane, zna se da je Sunčev sustav „upravo“ izašao iz jednog oblaka međuzvjezdane prašine i plina smještenog na rubu Orionovog spiralnog kraka. Koincidencija je to koja ide u prilog takvoj hipotezi, međutim teško je reći koliko je to samo slučajnost, a koliko postoji stvarna veza.
Nadalje, jedan od osnovnih čimbenika koji utječu na klimatske promjene na Zemlji su promjene na samom Suncu, od kojih je najuočljivija jedanaestogodišnji ciklus pojavljivanja Sunčevih pjega. Jedanaestogodišnji ciklus Sunčeve aktivnosti jasno je povezan s mnogim zbivanjima u Zemljinoj atmosferi, kao što su npr. poremećaji ionosfere, pojave polarne svjetlosti, ili pak geomagnetske oluje. No, izravan utjecaj jedanestogodišnjeg ciklusa na klimu nije lako utvrditi. Mjerenjima s umjetnih satelita izvan Zemljine atmosfere, ustanovljeno je naime, da prilikom prolaska velike grupe pjega preko Sunčeve ploče ukupna količina zračenja opadne i do 0,2%. S druge strane, za maksimuma aktivnosti Sunce nas obasjava s 0,2% više energije nego li za minimuma aktivnosti.
Međutim, za razliku od kraćih vremenskih perioda, Zemljina klima se ipak lakše može povezati sa Sunčevom aktivnošću kroz duža vremenska razdoblja. Pouzdano je utvrđeno da je Sunčeva aktivnost tijekom 17. stoljeća stalno bila vrlo niska. Taj period naziva se Maunderovim minimumom. Ubrzo je otkriveno i postojanje još jednog takvog perioda minimalne Sunčeve aktivnosti tijekom 15. stoljeća, koji je nazvan Sporerovim minimumom. Za vrijeme oba ta minimuma prosječna temperatura u Europi pala je za jedan kelvin. Znanstvenici su potaknuti ovim otkrićima počeli ozbiljnije proučavati podatke o Sunčevoj aktivnosti iz nekoliko prošlih milenija, analizirajući razne posredne pokazatelje koji su povezani sa aktivnošću Sunca. Neki od tih pokazatelja su npr. zapisi o polarnoj svjetlosti, starokineski zapisi o učestalosti prostim okom vidljivih pjega na Suncu, raspored godova u starim stablima i slojevi u antarktičkom ledu. Uspoređivanjem na taj način konstruirane slike o Sunčevoj aktivnosti kroz proteklih nekoliko milenija, sa rasprostranjenošću ledenjaka na Zemljinoj površini, nesumnjivo je utvrđena veza između klimatskih promjena i Sunčeve aktivnosti.
