Sunce (astronomski simbol:) jezvijezda u centru našegSunčevog sustava. Ona je bijelo usijana, gotovo savršenakugla (razlika izmeđuekvatora i pola je samo 10km) i sastoji se odplazme isprepletene smagnetskim poljima.[1][2] Promjer mu je oko 1 392 000km, što je za 109 puta više odZemlje a masa oko 2 ∙ 1030kilograma, što je za 330 000 puta više odZemlje, a to je 99,86% mase cijelog Sunčevog sustava.[3] Sunčev jeobujam 1,3 milijuna puta veći od Zemljina. Prosječne jegustoće 1 411kg/m³ (oko 1/4 gustoće Zemlje). Većina poznatihkemijskih elemenata otkrivena je i na Suncu. Po kemijskom sastavu ¾ mase Sunca činivodik, dok je ostatak uglavnomhelij, a manje od 2% čine teži elementi kao što sukisik,ugljik,neon,željezo i drugi. U središtu Sunca, gdje se nalazi izvor energije i gdje temperatura doseže 15 milijunakelvina, vodika je manje od helija.[4]
Premaspektralnoj klasi, Sunce spada u klasu G2V, te se još nazivažuti patuljak, zato što je najviše zrači u žutozelenom dijeluspektra. BojaSunčeve svjetlosti je bijela, ali kada je na nebu nisko nad obzorom, ovisno o količini prašine u atmosferi i zbograspršenja svjetlosti, izgleda žuto, narančasto ili crveno. Spektralna oznaka G2 pokazuje površinskutemperaturu, koja iznosi 5 778K (5 505°C), dok oznaka V pokazuje da je Sunce, kao i većina drugihzvijezda, u glavnom nizu (Hertzsprung-Russellov dijagram) i da stvara energijunuklearnom fuzijom, pretvarajući vodik u helij.[5][6]
U jezgri Sunca, svake sekunde u helij fuzionira 4 300 000 000kg vodika. Iako su nekoć astronomi smatrali da je Sunce mala i beznačajna zvijezda, ispostavilo se da je Sunce svjetlije od 85% zvijezda uMliječnom putu, a većina zvijezda spada ucrvene patuljke.[7][8]Apsolutna magnituda mu je +4,83, ali budući da nam je Sunce puno bliže od ostalih zvijezda, vidimo ga kao najsjajnije nebesko tijelo sprividnom magnitudom -26,74.[9][10] Vanjski dio Sunčeve atmosfere (korona) stalno ispušta dio plazme u svemir u oblikuSunčevog vjetra, kao struju električno nabijenih čestica koja se širi do otprilike 100astronomskih jedinica. Balon međuzvjezdane tvari koju stvara Sunčev vjetar naziva seheliosfera: to je najveća neprekidna struktura u Sunčevom sustavu. Osim Zemlje i drugihplaneta, oko Sunca kruže ipatuljasti planeti,asteroidi,kometi,meteoroidi, trans-neptunski objekti uKuiperovom pojasu i čestice prašine.[11][12]
Kako se cijelisvemir širi, tako se i Zemlja kreće s našomgalaktikom iliMliječnim putem, prema zviježđuVodena zmija i to brzinom od 550km/s. Najbliža nam je zvijezdaalfa Kentaur, koja je udaljena 4,2godine svjetlosti.[13] Sunčev sustav se okreće oko centra Mliječnog puta, koji je udaljen 24 000 – 26 000 godina svjetlosti ijedan puni krug napravi za 230 milijuna godina. Ako se u obzir uzme kretanje naše galaktike i naše orbitiranje oko njenog centra, onda je rezultanta kretanja Sunca 370km/s u smjeru zviježđaLav iPehar.[14]
Sunce je zvijezdaglavnog niza (pogledatiHertzsprung-Russellov dijagram),spektralnog tipa G2, što znači da je nešto veća i toplija od prosječnezvijezde, no nedovoljno velika da bi pripadala takozvanim "divovima". Životni vijek zvijezda tog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina, a jer je Sunce staro oko 5 milijardi godina, nalazi se u sredini svog životnog ciklusa.
Zbog ekstremno visokih temperatura, tvar je u oblikuplazme. Posljedica toga je da Sunce ne rotira kao čvrsto tijelo. Brzina rotacije je veća naekvatoru, nego u blizini polova, zbog čega dolazi do iskrivljenjasilnica magnetskog polja, erupcija plinova sa Sunčeve površine i stvaranjaSunčevih pjega iprominencija (protuberanci). Ove pojave nazivamoSunčevom aktivnošću.
Budući da se Sunce sastoji od plazme, ekvator se okreće brže od polova. Ta se pojava nazivadiferencijalna rotacija i na ekvatoru ona iznosi 25,6 dana, a na polovima 33,5 dana. Budući da se i Zemlja okreće oko Sunca, nama se čini da se ekvator Sunca okrene za otprilike 28 dana (sinodički periodvrtnje).[16] U tom periodu Sunčeva aktivnost iskazuje promjene utjecaja na Zemlju.Os vrtnje nagnuta je prema okomici naekliptiku za 7,2°. Zbog toga nagiba Sunčeva se kugla ne vidi sa Zemlje stalno u istoj projekciji. Sjeverni joj je pol prema Zemlji najviše nagnut u rujnu.
S obzirom na ostale zvijezde, Sunce se nalazi upopulaciji I, što znači da je bogato teškim elementima (zlatom iuranijem), za što je vjerojatno zaslužna eksplozija neke bliskesupernove.[17]
Prikaz Sunčevih aktivnosti u zadnjih 11 400 godina (datiranje ugljikom-14). Očito je vidljivMaunderov minimum, razdoblje u drugoj polovici 17. stoljeća tijekom kojega je brojSunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno s razdobljem hladnih godina, nazvanogMalo ledeno doba.
Promjene koje se opažaju na Suncu i zovu Sunčevom aktivnošću odvijaju se periodično u ciklusima prosječne duljine 11 godina. Ciklusi variraju u duljini, između 8 i 15 godina. Te promjene obuhvaćaju:
Vremenski period najveće aktivnosti naziva seSunčev maksimum. Može trajati nekoliko godina, ovisno o aktivnosti pjega i baklji. Postoje i dulja periodička razdoblja Sunčeve aktivnosti. U povijesti je poznatMaunderov minimum (Edward Walter Maunder), razdoblje u drugoj polovici 17. stoljeća tijekom kojega je broj Sunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno s razdobljem hladnih godina, nazvanogMalo ledeno doba. Nije sasvim jasno jesu liklimatske promjene bile uzrokovane ekstremno niskom Sunčevom aktivnošću.
Prikaz unutrašnjosti Sunca (lijevo) icrvenog diva (desno), gdje se vidi zona konvekcije. Na vanjskoj površini zvijezda se vide granule.Prominencija u Sunčevojkromosferi. Snimka u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana žuto-narančasto.Sunčeva baklja u Sunčevojkromosferi. Snimka uH-alfa području, lažno obojana u narančasto.Spikule, vidljive kao tamne cijevi. SnimioŠvedski solarni teleskop 16. lipnja 2003 u H-alfa području. Lažno obojano narančasto.Lukovikoronalnog izbacivanja mase se dižu iznad aktivnih područja na Suncu. Snimka sonde STEREO B u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana u narančasto.Pomrčina Sunca 11. kolovoza 1999.
Sunce se u dubinu dijeli na veći broj slojeva prema uvjetima koji u njima vladaju. Granice među njima nisu jasno ocrtane i postoje prijelazna područja. Sunce nema čvrstu površinu pa se kao granicu na kojoj počinjeatmosfera uzima najviši sloj koji je još uvijek optički neproziran. Također, Sunce se ne možemo točno ograničiti jer njegov gušći dio prelazi u rjeđuatmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem djelujeSunčev vjetar.
Izračunatagustoća snage fuzije u Sunčevoj jezgri iznosi 276.5 W/m3[19], što je blisko gustoći snage središta komposta ili reptilskog metabolizma. Ipak, Sunce je toliko veliko i sporo provodi toplinu da ona uspijeva ostati dovoljno nagomilana i održavati visoku temperaturu potrebnu za nastavak nuklearne fuzije. Sunčeva jezgra stvara gotovu svutoplinu koja se stvorinuklearnom fuzijom, ostalih 1% se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osimneutrina) mora putovati veliki broj puta kroz razne slojeve, dok ne dođe dofotosfere i izađe usvemir kaoSunčeva svjetlost ilikinetička energijačestica.
Na udaljenosti 19% od Sunčevog polumjera, temperatura padne na 10 000 000 K, a gustoća snage je 6,9 W/m3. U tim uvjetima se oslobađa 91% Sunčeve energije. Na udaljenosti 30% Sunčevog polumjera, nuklearna fuzija gotovo stane.
Kroz većinu Sunčevog života, energija koja se dobivanuklearnom fuzijom, ide kroz seriju koraka koje nazivamoniz proton-proton (p-p niz), a to je postupak kojim se vodik pretvara u helij. Manje od 2% helija se stvara u Suncu snizom ugljik-dušik-kisik (CNO niz). Dokaz odvijanjanuklearnih procesa dalo je proučavanjeneutrina kao sporednih proizvoda termonuklearnih reakcija, koji gotovobrzinom svjetlosti pristižu doZemlje izravno iz Sunčeva središta.
Iznad jezgre se nalazi zonazračenja, otprilike od 25% do 70% Sunčevogpolumjera od centra. U toj zoni nije dovoljna temperatura da se stvori nuklearna fuzija, pa se toplina prenosizračenjem prema vanjskim slojevima. U toj zoni nema konvekcije ili miješanjaplazme, a temperature se kreću od 7 000 000 do 2 000 000 K na vanjskom dijelu.Energija se prenosi zračenjemionavodika ihelija, koji emitirajufotone koji vrlo brzo prijeđu tu udaljenost do vanjskog dijela zone zračenja, gdjefotone preuzmu drugi ioni u zonikonvekcije.Gustoća se mijenja od 20 g/cm3 do samo 0,2 g/cm3 na vrhu tog sloja.[20]
Iznad zone zračenja se nalazi zonakonvekcije, od oko 70% Sunčevogpolumjera do fotosfere, što je otprilike 200 000km. U tom slojuplazma nije dovoljno topla i gusta za prijenos energije zračenjem. Zato se pojavljujutoplinski stupovi, koji prenose vruću plazmu od zone zračenja do fotosfere: kad se plazma ohladi, spušta se natrag i tako stvara zatvoreni krug. Temperatura padne s 2 000 000 K na 5 778 K, a gustoća je oko 0,2 g/cm3. Toplinski stupovi se na površini Sunca vide kaogranule i supergranule. Turbulentno kretanje plazme kroz zonu konvekcije stvara na površini svakog toplinskog stupamagnetsko polje, koje se zatvara iznad površine Sunca.
Novim dijagnostičkim metodama, koje prakticirahelioseizmologija, iscrpno se ispitala unutrašnjost Sunca. Kroz cijelo se Sunce prostiruakustički valovi, slično kao što se Zemljinom unutrašnjosti širepotresni valovi.Valovi se odbijaju od površinskih slojeva Sunca, u kojima gustoća naglo pada. Dubina prodiranja valova ovisi o njihovojvalnoj duljini. S pomoću njih ustanovljeno je da se dno konvektivne zone nalazi na 0,7 polumjera Sunca, te da ispod te zone više nema diferencijalne rotacije. S pomoću tih valova potvrđen je teorijski model unutrašnjosti Sunca s vrlo velikom točnošću. Sasvim praktična disciplina, helioseizmološka holografija, proučava stražnju, izravno nevidljivu Sunčevu stranu, predviđajući nastup aktivnih skupina pjega.
Prividnu površinu Sunca nazivamo još ifotosferom. Ovdje se temperature kreću oko 5 777K, što za posljedicu ima površinu koja je bijelo usijana. Vrućiplin izvire iz unutrašnjosti na površinu, zbog čega nam se čini da površina ima granulastu (zrnatu) strukturu. Granule supromjera oko 1 000km, u stalnom su pokretu (poputvrenja vode), a vrijeme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekad nastaju takozvane supergranule promjera 30 000km koje traju i do 24 sata. Uspektru Sunca prevladavajuinfracrveno i vidljivozračenje koje je nepromjenjive jakosti.Ultraljubičasto irendgensko zračenje se stvara prolaznim procesima u višim slojevima atmosfere i promjenjive je jakosti.
U fotosferi se nalazeSunčeve pjege (makule),Sunčeve baklje (fakule), granule i supergranule. Sunčeve pjege su područja i do 1500 K niže temperature koja na fotografijama smanjenog intenziteta svjetla izgledaju kao crne mrlje okružene sivim pojasom. U stvarnosti su manje blještave, narančasto usijane, ali na fotografijama koje su ispravno eksponirane da se vide detalji fotosfere, bivaju podeksponirane i stoga crne. Pjege su posljedica su kvaziperiodične evolucije Sunčevamagnetskog polja. Ono je proizvedeno strujanjima Sunčeve plazme ispod fotosfere, pretežno u konvektivnoj zoni, te na granici radijativne i konvektivne zone, a nastaje takozvanim dinamo-mehanizmom, podržavanim konvekcijom i zvijezdinomvrtnjom. Polje se stalno razvija i mijenja oblike. Na početkuSunčevog ciklusa aktivnosti polje je slabo i ima oblikdipola. Zbog diferencijalne rotacije polje se deformira i silnice se u bliziniekvatora izdužuju; polje se razvija u niz petlji. Na prodoru petlji iz fotosfere javljaju se skupine pjega.
Kromosfera je niži sloj Sunčeve atmosfere: proteže se iznad fotosfere do visine oko 2 000km. Dno kromosfere je temperature 4400 K, a vrh 25000 K. Zbog znatno više temperature i ionizacije, te nižeg tlaka, ne zrači kaocrno tijelo, već zračiemisijske linije vodika i zato je crveno-ružičaste boje, ali puno slabijeg sjaja od fotosfere, te se zbog toga može vidjeti samo za vrijemepotpune pomrčine Sunca na rubu Sunčevog diska, ili korištenjem posebnih filtera koji propuštaju samo svjetlost uH-alfa području. Znatno je rjeđa od fotosfere i nepravilnog je oblika. Porastom visine gustoća atmosfere opada, ali se povećava temperatura. Ove promjene gustoće i temperature izražene su u prijelaznom području između kromosfere i korone. U kromosferi se događaju izboji plina stvarajući učinke koje nazivamo prominencije iSunčeve baklje.Prominencije (protuberance) su oblaci ili mlazovi usijanog plina izbačenog u vis. Mogu se uzdići do visine 150 000km iznad fotosfere, kroz kromosferu i koronu. Gušće su od okolne tvari i dostižu temperaturu oko 20 000 K. Njihovioniziraniplin podržavan je silom magnetskog polja. Mirne prominencije preživljavaju i više mjeseci. Na sličan način dolazi do pojave baklji, mlazova plina koji se brzo podižu unutar kromosfere i padaju nazad. Vrijeme trajanja jedne baklje je oko 10 minuta. Iz nje se podižu i bodlje (spikule), mali izbačaji plina koji se dižu do visine od 7 000 do 9 000km. Spikule nisu razmještene po cijelom Suncu, već su stiješnjene na rubovima supergranula.
U višim slojevima Sunčeve atmosfere,koroni, temperatura nastavlja rasti do 1 000 000 K, no gustoća joj je samo 0.1-0.6 Pa što je izrazit o jak vakuum, pa stoga sadrži puno manju količinu topline.
Pravi mehanizam kako dolazi do tolikoga grijanja korone još nije sasvim poznat, ali smatra se da je to najvjerojatnije posljedicainduktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja naplazmu u koroni (vidi:Lorentzova sila). Prije se smatralo da to nastaje zbog tlaka zvučnih valova iz unutrašnjosti Sunca, ali se otkrilo da i mlade zvijezde imaju koronu s jakim magnetskim poljem, pa se od te hipoteze sve češće odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa Sunca duž otvorenih magnetskih linija u oblikuSunčevog vjetra.
Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca: za mirnog je razdoblja više ili manje raspoređena poekvatorijalnom dijelu, skoronalnim šupljinama na polovima. S druge strane, u vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u područjuSunčevih pjega. Trajanje Sunčevog ciklusa je u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbogdiferencijalne rotacije – različiti dijelovi Sunca se okreću različitimkutnim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pjege su aktivnije u vrijeme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim su pjegama povezani ikoronalni lukovi, kad se luk magnetskog polja uzdiže iz Sunčeve unutrašnjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu, otkrivajući “hladnije” i tamnije dijelove koje nazivamo Sunčevim pjegama.
Sunčev vjetar ilisolarni vjetar je struja čestica izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva Sunčeve atmosfere, uglavnomelektrona iprotona. Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo beznačajan i gustoća Sunčevog vjetra mala, čestice se kreću velikimbrzinama izazivajući vidljive učinke na tijelima uSunčevom sustavu. Poznatiji učinci Sunčevog vjetra supolarna svjetlost i usmjeravanje plinskog repa kometa suprotno od Sunca.
U blizini Zemlje,Zemljino magnetsko polje zarobljava čestice Sunčevog vjetra i usmjerava ih prema magnetskim polovima. Budući da se čestice Sunčevog vjetra kreću brzinama od više stotina kilometara u sekundi, pri sudaru s česticama u Zemljinoj atmosferi dolazi do ioniziranja plina i pojave svjetlosti. Ova se pojava uočava u polarnim područjima, zbog čega je dobila ime polarna svjetlost iliAurora Borealis (Aurora Australis na južnoj Zemljinoj polutci). Kod dovoljno snažne aktivnosti Sunčev vjetar može dovesti do pojave polarne svjetlosti i na manjimzemljopisnim širinama. U takvim uvjetima postoji mogućnost ometanja ili čak oštećenja radio-komunikacijskih uređaja na Zemlji i umjetnim satelitima (geomagnetska oluja).
Kometi se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, smrznuta površina kometa sublimira, oslobađajući plin i prašinu (komu). Djelovanjem čestica Sunčevog vjetra taj se oblak oblikuje u rep kometa i najčešće razdvaja na plavičasti plinski rep i žućkasti prašinasti rep. Plinski rep je pod jačim utjecajem Sunčevog vjetra i usmjeren je strogo od Sunca, dok prašinasti zaostaje.
Sunce jemagnetski aktivnazvijezda. Ona održava jako i promjenjivomagnetsko polje, koje se mijenja u 11 godišnjemSunčevom ciklusu. Sunčevo magnetsko polje izaziva mnoge pojave, koje se jednim imenom nazivaju Sunčeve aktivnosti, u koje ubrajamoSunčeve pjege na fotosferi,Sunčeve baklje, kao iSunčev vjetar, koji odnosi dio plazme kroz Sunčev sustav. Utjecaj Sunčevog magnetskog polja na Zemlji može biti u vidupolarne svjetlosti, te ometati radio-komunikacije i električne mreže.
Razlika u brzini okretanja ekvatora i polova ili diferencijalna rotacija, uzrokuje i uvijanje magnetskog polja, koje stvara erupciju lukova na površini Sunca i pokretanje Sunčevih pjega iprominencija.
Sunčevo magnetsko polje izlazi iz samog prostora Sunca jer magnetizirani Sunčev vjetar nosi dio Sunčevog magnetskog polja u Sunčev sustav, stvarajući tako međuplanetarno magnetsko polje. Dok je jačina magnetskog polja na Sunčevoj fotosferi oko 50 – 400 μT, u blizini Zemlje ono iznosi oko 0,1 nT.[21]
Veličina Sunca (žuta kuglica) u usporedbi scrvenim divom kakav će otprilike biti za 5 milijarda godina.
Sunce je nastalo prije otprilike 4,57 milijarde godina, što odgovara položaju u glavnom nizu (Hertzsprung-Russellov dijagram), a i dokaz su pronađene najstarije stijene iz Sunčevog sustava, za koje je nakon datiranja radioaktivnim materijalom utvrđeno da su stare 4,567 milijardi godina. Sunce je nastalo kao treća zvjezdana generacija, skupljanjemmeđuzvjezdane tvari, kojoj segustoća počela povećavati potpomognuta vjerojatno udarnim valom bliske supernove. O njoj svjedoči prisutnost složenih atomskih jezgara u Suncu i planetima, koje ne bi mogle nastatu nuklearnim procesima zbog relativno male mase Sunca. Na osnovu materijala kojim raspolaže za nuklearnu fuziju, Sunce je na pola puta prema glavnom nizu, što znači da mu je potrebno još oko 5 milijarda godina da potroši sav vodik. Sunce nema dovoljno materijala da završi kaosupernova, nego će nakon 5 milijarda godina postaticrveni div.[22] Danas Suncezrači za trećinu više nego što je zračilo u početku, a porast se nastavlja, pa se smatra da ćeZemlja postati nenastanjiva za manje od milijardu godina.
Sunčeva svjetlost je prvenstveni izvor energije za Zemlju.Sunčeva konstanta je snaga koju Sunce prenese naZemljinu atmosferu po jedinici površine. Ona iznosi 1 368 W/m2 u gornjim slojevimaZemljine atmosfere, dok na direktno osunčanoj Zemljinoj površini uzenitu iznosi oko 1 000 W/m2 jer ga oslabiatmosfera.[23]
↑Lada, C. J. 2006. Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single.Astrophysical Journal Letters.640 (1): L63–L66.Bibcode:2006ApJ...640L..63L.doi:10.1086/503158
↑Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. 1998. Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars.Astronomy and Astrophysics.333: 231–250.Bibcode:1998A&A...333..231B
↑Layers of the sun.webarchive.loc.gov. Inačica izvorne stranice arhivirana 29. studenoga 2001. Pristupljeno 26. siječnja 2022.CS1 održavanje: bot: nepoznat status originalnog URL-a (link)
.svg)
.jpg)
.jpg)
