Za upoznavanje unutarnja struktura Sunce, krenimo sada na zamišljeno putovanje od središta zvijezde do njezine površine. Ali kako ćemo odrediti temperaturu i gustoću Sunčeve kugle na različitim dubinama? Kako možemo saznati koji se procesi odvijaju unutar Sunca?

Ispostavilo se da se većina fizičkih parametara zvijezda (i naše Sunce je zvijezda!) ne mjeri, već se teoretski izračunava pomoću računala. Polazišta za takve izračune su samo nekoliko opće karakteristike zvijezde, primjerice, njezina masa, radijus, kao i fizikalni uvjeti koji vladaju na njezinoj površini: temperatura, opseg i gustoća atmosfere i slično. Kemijski sastav zvijezde (osobito Sunca) određuje se spektralno. A na temelju tih podataka, teoretski astrofizičar će stvoriti matematički model Sunca. Ako takav model odgovara rezultatima promatranja, tada se može smatrati prilično dobrom aproksimacijom stvarnosti. A mi ćemo, oslanjajući se na takav model, pokušati zamisliti sve egzotične dubine velike zvijezde.

Središnji dio Sunca naziva se njegova jezgra. Tvar unutar Sunčeve jezgre izuzetno je komprimirana. Polumjer mu je otprilike 1/4 polumjera Sunca, a volumen 1/45 (nešto više od 2%) ukupnog volumena Sunca. Ipak, gotovo polovica Sunčeve mase je upakirana u jezgru zvijezde. To je postalo moguće zahvaljujući vrlo visoki stupanj ionizacija sunčeve tvari. Tamo su uvjeti potpuno isti kao oni potrebni za rad termonuklearnog reaktora. Jezgra je ogromna kontrolirana elektrana u kojoj se stvara solarna energija.

Pomaknuvši se od središta Sunca na otprilike 1/4 njegova radijusa, ulazimo u tzv. zonu prijenosa energije zračenja. Ovo najprostranije unutarnje područje Sunca može se zamisliti kao stijenke nuklearnog kotla, kroz koji sunčeva energija polako istječe. Ali što je bliže površini Sunca, niža je temperatura i tlak. Kao rezultat toga, dolazi do vrtložnog miješanja tvari i prijenos energije odvija se uglavnom samom tvari. Ovaj način prijenosa energije naziva se konvekcija, a podpovršinski sloj Sunca u kojem se odvija naziva se konvekcijska zona. Istraživači sunca smatraju da je njegova uloga u fizici solarnih procesa iznimno velika. Uostalom, ovdje nastaju različita kretanja sunčeve tvari i magnetskih polja.

Konačno smo na vidljivoj površini Sunca. Budući da je naše Sunce zvijezda, vruća plazma kugla, ono, za razliku od Zemlje, Mjeseca, Marsa i sličnih planeta, ne može imati stvarnu površinu, shvaćenu u punom smislu te riječi. A ako govorimo o površini Sunca, onda je ovaj koncept uvjetan.

Vidljiva svjetleća površina Sunca, koja se nalazi neposredno iznad konvektivne zone, naziva se fotosfera, što se s grčkog prevodi kao "svjetlosna kugla".

Fotosfera je sloj od 300 kilometara. Tu nam dolazi sunčevo zračenje. A kada Sunce gledamo sa Zemlje, fotosfera je upravo sloj koji prodire kroz naš vid. Zračenje iz dubljih slojeva više ne dopire do nas, te ih je nemoguće vidjeti.

Temperatura u fotosferi raste s dubinom i procjenjuje se u prosjeku na 5800 K.

Glavnina optičkog (vidljivog) zračenja Sunca dolazi iz fotosfere. Ovdje je prosječna gustoća plina manja od 1/1000 gustoće zraka koji udišemo, a temperatura se smanjuje na 4800 K kako se približavamo vanjskom rubu fotosfere, pod takvim uvjetima vodik ostaje gotovo potpuno neutralan.

Astrofizičari uzimaju bazu fotosfere kao površinu velike zvijezde. Samu fotosferu smatraju najnižim (unutarnjim) slojem sunčeve atmosfere. Iznad njega su još dva sloja koja tvore vanjske slojeve Sunčeve atmosfere – kromosfera i korona. I iako nema oštrih granica između ova tri sloja, upoznajmo se s njihovim glavnim razlikovnim značajkama.

Žuto-bijela svjetlost fotosfere ima kontinuirani spektar, odnosno izgleda kao kontinuirana dugina traka s postupnim prijelazom boja od crvene do ljubičaste. Ali u nižim slojevima razrijeđene kromosfere, u području takozvanog temperaturnog minimuma, gdje temperatura pada na 4200 K, sunčeva svjetlost doživljava apsorpciju, zbog čega se formiraju uske apsorpcijske linije u sunčevom spektru. Zovu se Fraunhoferove linije, nazvane po njemačkom optičaru Josephu Frau i Gopheru, koji je pažljivo izmjerio valne duljine 754 linije 1816. godine.

Do danas je u spektru Sunca zabilježeno više od 26 tisuća tamnih linija različitog intenziteta, koje nastaju zbog apsorpcije svjetlosti od strane "hladnih" atoma. A budući da svaki kemijski element ima svoj karakterističan skup apsorpcijskih linija, to omogućuje određivanje njegove prisutnosti u vanjskim slojevima sunčeve atmosfere.

Kemijski sastav Sunčeve atmosfere sličan je sastavu većine zvijezda nastalih u posljednjih nekoliko milijardi godina (nazivaju se zvijezde druge generacije). U usporedbi sa starim nebeskim tijelima (zvijezdama prve generacije) sadrže desetke puta više teških elemenata, odnosno elemenata koji su teži od helija. Astrofizičari vjeruju da su se teški elementi prvi put pojavili kao rezultat nuklearnih reakcija koje su se dogodile tijekom eksplozija zvijezda, a možda čak i tijekom eksplozija galaksija. Tijekom nastanka Sunca međuzvjezdani medij je već bio prilično obogaćen teškim elementima (samo Sunce još ne proizvodi elemente teže od helija). Ali naša Zemlja i drugi planeti kondenzirani su, očito, iz istog oblaka plina i prašine kao i Sunce. Stoga je moguće da, proučavajući kemijski sastav naše dnevne svjetlosti, proučavamo i sastav primarne protoplanetarne tvari.

Budući da temperatura u sunčevoj atmosferi varira s visinom, apsorpcijske linije na različitim razinama stvaraju atomi različitih kemijski elementi. To omogućuje proučavanje različitih atmosferskih slojeva velike zvijezde i određivanje njihovog opsega.

Iznad fotosfere je rjeđi slog! atmosfere Sunca, koja se naziva kromosfera, što znači "obojena kugla". Njezin je sjaj višestruko manji od sjaja fotosfere, pa je kromosfera vidljiva samo u kratke minute potpune pomrčine Sunca, poput ružičastog prstena oko tamnog Mjesečevog diska. Crvenkastu boju kromosfere uzrokuje zračenje vodika. Ovaj plin ima najintenzivniju spektralnu liniju - Ha - u crvenom području spektra, a posebno mnogo vodika ima u kromosferi.

Iz spektra dobivenih tijekom pomrčina Sunca jasno je da crvena linija vodika nestaje na visini od približno 12 tisuća km iznad fotosfere, a linije ioniziranog kalcija prestaju biti vidljive na visini od 14 tisuća km. Ova visina se smatra gornjom granicom kromosfere. Kako temperatura raste, temperatura raste, dosežući 50 000 K u gornjim slojevima kromosfere, povećava se ionizacija vodika, a zatim helija.

Porast temperature u kromosferi sasvim je razumljiv. Kao što je poznato, gustoća sunčeve atmosfere brzo opada s visinom, a rijetki medij emitira manje energije od gustog. Stoga energija koja dolazi od Sunca zagrijava gornju kromosferu i koronu koja leži iznad nje.

Trenutno heliofizičari pomoću posebnih instrumenata promatraju kromosferu ne samo tijekom pomrčine Sunca, već i na bilo kojem vedrom danu. Tijekom potpune pomrčine Sunca možete vidjeti najudaljeniji sloj sunčeve atmosfere - koronu - nježni biserno-srebrni sjaj koji se proteže oko pomračenog Sunca. Ukupni sjaj korone je oko milijunti dio svjetlosti Sunca ili polovica svjetlosti punog Mjeseca.

Sunčeva kruna je vrlo razrijeđena plazma s temperaturom blizu 2 milijuna K. Gustoća koronalne tvari stotinama je milijardi puta manja od gustoće zraka u blizini površine Zemlje. U takvim uvjetima atomi kemijskih elemenata ne mogu biti u neutralnom stanju: njihova brzina je toliko velika da tijekom međusobnih sudara gube gotovo sve svoje elektrone i višestruko se ioniziraju. Zbog toga se solarna korona uglavnom sastoji od protona (jezgre atoma vodika), jezgri helija i slobodnih elektrona.

Iznimno visoka temperatura korone uzrokuje da njezin materijal postane snažan izvor ultraljubičastog i rendgenskog zračenja. Kao što je poznato, za promatranja u tim područjima elektromagnetskog spektra koriste se posebni ultraljubičasti i rendgenski teleskopi instalirani na svemirskim letjelicama i orbitalnim znanstvenim postajama.

Radiometodama (Sunčeva korona intenzivno emitira decimetarske i metarske radiovalove) koronarne zrake se “gledaju” do udaljenosti od 30 Sunčevih radijusa od ruba Sunčevog diska. S udaljenošću od Sunca, gustoća korone vrlo sporo opada, a njezin gornji sloj otječe u svemir. Tako nastaje solarni vjetar.

Samo zbog isparavanja korpuskula, masa Sunca se svake sekunde smanjuje za ne manje od 400 tisuća tona.

Sunčev vjetar puše cijelim prostorom našeg planetarnog sustava. Tada početna brzina dostiže više od 1000 km/s, ali zatim polako opada. Zemljina orbita ima prosječnu brzinu vjetra od oko 400 km/s. Ohm na svom putu briše sve plinove koje emitiraju planeti i kometi, najsitnije čestice meteorske prašine, pa čak i čestice niskoenergetskih galaktičkih kozmičkih zraka, noseći svo to "smeće" na rubove planetarnog sustava. Slikovito rečeno, kao da se kupamo u kruni velike zvijezde...

Sunce, unatoč činjenici da je navedena "žuti patuljak" toliko velika da nam je čak teško i zamisliti. Kada kažemo da je masa Jupitera 318 puta veća od mase Zemlje, to djeluje nevjerojatno. Ali kada saznamo da 99,8% mase sve materije dolazi od Sunca, to jednostavno nadilazi razumijevanje.

Tijekom proteklih godina naučili smo puno o tome kako funkcionira “naša” zvijezda. Iako čovječanstvo nije izumilo (a malo je vjerojatno da će ikada izumiti) istraživačku sondu koja bi se mogla fizički približiti Suncu i uzeti uzorke njegove materije, već smo prilično svjesni njezina sastava.

Poznavanje fizike i mogućnosti daju nam priliku da točno kažemo od čega je Sunce napravljeno: 70% njegove mase je vodik, 27% je helij, ostali elementi (ugljik, kisik, dušik, željezo, magnezij i drugi) - 2,5%.

No naše znanje, na sreću, nije ograničeno samo na ove suhoparne statistike.

Što je unutar Sunca

Prema modernim proračunima, temperatura u dubinama Sunca doseže 15 - 20 milijuna stupnjeva Celzijusa, gustoća tvari zvijezde doseže 1,5 grama po kubnom centimetru.

Izvor Sunčeve energije je nuklearna reakcija koja se neprestano odvija duboko ispod površine, zahvaljujući kojoj se održava visoka temperatura zvijezde. Duboko ispod površine Sunca, vodik se pretvara u helij u nuklearnoj reakciji uz popratno oslobađanje energije.
Sunčeva "zona nuklearne fuzije" naziva se solarna jezgra i ima polumjer od približno 150-175 tisuća km (do 25% polumjera Sunca). Gustoća tvari u Sunčevom jezgru je 150 puta veća od gustoće vode i gotovo 7 puta veća od gustoće najgušće tvari na Zemlji: osmija.

Znanstvenici poznaju dvije vrste termonuklearnih reakcija koje se odvijaju unutar zvijezda: vodikov ciklus I ciklus ugljika. Na Suncu uglavnom teče vodikov ciklus, koji se može podijeliti u tri faze:

• jezgre vodika pretvaraju se u jezgre deuterija (izotop vodika)
• jezgre vodika pretvaraju se u jezgre nestabilnog izotopa helija
• produkti prve i druge reakcije povezani su s nastankom stabilnog izotopa helija (Helij-4).

Svake sekunde 4,26 milijuna tona zvjezdane tvari pretvori se u zračenje, no u usporedbi s težinom Sunca i ta je nevjerojatna vrijednost toliko mala da se može zanemariti.

Oslobađanje topline iz dubine Sunca događa se apsorpcijom elektromagnetskog zračenja koje dolazi odozdo i njegovim daljnjim ponovnim emitiranjem.

Bliže površini sunca, energija emitirana iz unutrašnjosti prenosi se uglavnom na konvekcijska zona Proces korištenja Sunca konvekcija- miješanje tvari (topli tokovi tvari dižu se bliže površini, dok hladni tokovi padaju).
Konvekcijska zona leži na dubini od oko 10% solarnog promjera i dopire gotovo do površine zvijezde.

Atmosfera Sunca

Iznad konvekcijske zone počinje sunčeva atmosfera u kojoj se prijenos energije opet događa zračenjem.

Fotosfera naziva donji sloj sunčeve atmosfere – vidljiva površina Sunca. Njegova debljina odgovara optičkoj debljini od približno 2/3 jedinice, au apsolutnom iznosu fotosfera doseže debljinu od 100-400 km. Upravo je fotosfera izvor vidljivog zračenja Sunca; temperatura se kreće od 6600 K (na početku) do 4400 K (na gornjem rubu fotosfere).

Sunce zapravo izgleda savršen krug s jasnim granicama samo zato što na granici fotosfere njezin sjaj opada 100 puta u manje od jedne lučne sekunde. Zbog toga su rubovi Sunčevog diska osjetno manje svijetli od središta, njihova svjetlina iznosi samo 20% svjetline središta diska.

Kromosfera- drugi atmosferski sloj Sunca, vanjski omotač zvijezde, debljine oko 2000 km, koji okružuje fotosferu. Temperatura kromosfere raste s visinom od 4000 do 20 000 K. Promatrajući Sunce sa Zemlje, kromosferu ne vidimo zbog male gustoće. Može se promatrati samo tijekom pomrčine Sunca - intenzivan crveni sjaj oko rubova sunčevog diska, to je kromosfera zvijezde.

Sunčeva korona- posljednja vanjska ljuska sunčeve atmosfere. Korona se sastoji od prominencija i energetskih erupcija koje izviru i izbijaju nekoliko stotina tisuća pa čak i više od milijun kilometara u svemir, tvoreći solarni vjetar. Prosječna koronarna temperatura je do 2 milijuna K, ali može doseći i do 20 milijuna K. Međutim, kao iu slučaju kromosfere, Sunčeva kruna vidljiva je sa Zemlje samo za vrijeme pomrčina. Gustoća tvari u Sunčevoj koroni je preniska da bi se omogućilo njezino promatranje u normalnim uvjetima.

solarni vjetar

solarni vjetar- struja nabijenih čestica (protona i elektrona) koju emitiraju zagrijani vanjski slojevi atmosfere zvijezde, koja se proteže do granica našeg planetarnog sustava. Zbog ovog fenomena svjetiljka svake sekunde gubi milijune tona svoje mase.

U blizini orbite planeta Zemlje brzina čestica Sunčevog vjetra doseže 400 kilometara u sekundi (kreću se našim zvjezdanim sustavom nadzvučnom brzinom), a gustoća Sunčevog vjetra je od nekoliko do nekoliko desetaka ioniziranih čestica po kubnom centimetru.

Sunčev vjetar je taj koji nemilosrdno "mrsi" atmosferu planeta, "izbacujući" plinove koji se u njoj nalaze u svemir, a za što je također uvelike odgovoran. Ono što Zemlji omogućuje da se odupre sunčevom vjetru je magnetsko polje planeta, koje služi kao nevidljiva zaštita od sunčevog vjetra i sprječava odljev atmosferskih atoma u svemir. Kada se solarni vjetar sudari s magnetskim poljem planeta, događa se optički fenomen koji na Zemlji nazivamo - polarna svjetlost praćene magnetskim olujama.

No, dobrobiti Sunčevog vjetra također su neosporne - on je taj koji "otpuhuje" kozmičko zračenje galaktičkog porijekla iz Sunčevog sustava - i stoga štiti naš zvjezdani sustav od vanjskog, galaktičkog zračenja.

Gledajući ljepotu aurore, teško je vjerovati da su ti bljeskovi vidljivi znak sunčevog vjetra i Zemljine magnetosfere

Kao svaka planeta ili zvijezda, Sunce ima svoju atmosferu. Pod tim mislimo na vanjske slojeve odakle barem dio zračenja može slobodno pobjeći u okolni prostor, a da ga gornji slojevi ne apsorbiraju. Naša se zvijezda u potpunosti sastoji od plina. Njegova atmosfera počinje 200-300 km dublje od vidljivog ruba sunčevog diska. Ti najdublji slojevi nazivaju se fotosfera. Budući da njihova debljina nije veća od jedne tisućinke sunčevog radijusa (od 100 do 400 km), fotosfera se ponekad naziva površini Sunca. Gustoća plinova u fotosferi stotinama je puta manja nego na površini Zemlje. Temperatura fotosfere opada od 8000 K na dubini od 300 km do 4000 K u najvišim slojevima. Prosječna efektivna temperatura koju percipira Zemlja može se izračunati iz Stefan-Boltzmannove jednadžbe i iznosi 5778 K. Pod takvim uvjetima gotovo sve molekule plina raspadaju se na pojedinačne atome. Samo u najvišim slojevima nalazi se relativno malo jednostavnih molekula tog tipa H2, OH, CH.
Ako promatrate Sunce kroz teleskop s velikim povećanjem, možete promatrati tanke slojeve fotosfere: čini se da je sva posuta malim svijetlim zrncima - granulama, odvojenim mrežom uskih tamnih staza. Granulacija je rezultat miješanja toplijih strujanja plina i silazno hladnijih strujanja. Konvekcija u vanjskim slojevima Sunca igra veliku ulogu u određivanju ukupne strukture atmosfere. U konačnici, to je konvekcija, kao rezultat složene interakcije sa Suncem magnetska polja je uzrok svih raznolikih manifestacija sunčeve aktivnosti.
Fotosfera tvori vidljivu površinu Sunca, iz koje se određuje veličina zvijezde, udaljenost površine Sunca od drugih nebeskih tijela itd.

Fotosfera je vidljivi disk Sunca. Na sl. vidljivo je malo tamno područje,

koja se naziva Sunčeva pjega. Temperatura u takvim područjima je mnogo

niža u usporedbi s okolnom atmosferom i doseže samo 1500 K.

Fotosfera postupno prelazi u rjeđe vanjske sunčeve slojeve atmosfere - kromosfera i korona. Kromosfera nazvan tako po svojoj crvenkasto-ljubičastoj boji. Može se vidjeti golim okom samo nekoliko sekundi tijekom potpune pomrčine Sunca (kada Mjesec potpuno prekriva (pomrči) Sunce od promatrača na Zemlji, tj. središta Zemlje, Mjeseca i Sunca su na istoj liniji. ). Kromosfera je vrlo heterogena i sastoji se uglavnom od izduženih izduženih jezičaca (spikula). Temperatura ovih kromosferskih mlaznica je dva do tri puta viša nego u fotosferi i raste s visinom od 4000 do 15 000 K., a gustoća je stotinama tisuća puta manja. Ukupna duljina kromosfere je 10-15 tisuća kilometara. Povećanje temperature objasnit će se širenjem valova i magnetskih polja koja u nju prodiru iz konvektivne zone.

Kromosfera Sunca promatrana tijekom total

pomrčina Sunca

Kromosfera Uobičajeno je podijeliti ga u dvije zone:

— niža kromosfera- prostire se na približno 1500 km, sastoji se od neutralnog vodika, njegov spektar sadrži veliki broj slabih spektralnih linija;

— gornja kromosfera- nastaju od pojedinačnih spikula izbačenih iz niže kromosfere do visine do 10 000 km i odvojenih razrijeđenim plinom.

Često se tijekom pomrčina (i uz pomoć posebnih spektralnih instrumenata - i bez čekanja na pomrčine) iznad površine Sunca mogu promatrati "fontane", "oblaci", "lijevci", "grmovi", "lukovi" i bizarnih oblika. druge jarko svjetleće formacije iz kromosferskih supstanci. S vremena na vrijeme, mlazevi, oblaci i lukovi vrućeg plina dižu se iz kromosfere, tzv istaknutosti. Tijekom potpune pomrčine Sunca vidljivi su golim okom. Neke izbočine mirno lebde, druge se dižu brzinom od nekoliko stotina kilometara u sekundi do visine koja doseže solarni radijus. Prominencije imaju približno istu gustoću i temperaturu kao kromosfera. Ali oni su iznad njega i okruženi višim, visoko razrijeđenim gornjim slojevima sunčeve atmosfere. Prominencije ne padaju u kromosferu jer je njihova materija podržana magnetskim poljima aktivnih područja Sunca. Spektar prominencija, poput kromosfere, sastoji se od svijetlih linija, uglavnom vodika, helija i kalcija. Emisione linije drugih kemijskih elemenata također su prisutne, ali su puno slabije. Neke prominencije, koje su dugo ostale bez primjetnih promjena, iznenada kao da eksplodiraju, a njihova se tvar izbacuje u međuplanetarni prostor brzinom od stotina kilometara u sekundi.

Izbočina je ogromna fontana vrućeg plina koja

diže se u visine od desetaka i stotina tisuća kilometara te

koje magnetsko polje drži iznad površine Sunca.

Sunčeva istaknutost u usporedbi s našim planetom

Ponekad se stvari poput eksplozije događaju u vrlo malim područjima solarna atmosfera. To su tzv kromosferske baklje. Obično traju nekoliko desetaka minuta. Tijekom baklji u spektralnim linijama vodika, helija, ioniziranog kalcija i nekih drugih elemenata, sjaj zasebnog dijela kromosfere iznenada se povećava desetke puta. Posebno snažno raste ultraljubičasto i rendgensko zračenje: ponekad je njegova snaga nekoliko puta veća od ukupne snage zračenja Sunca u ovom kratkovalnom području spektra prije baklje. Bljeskovi- najsnažniji procesi poput eksplozije opaženi na Suncu. Mogu trajati samo nekoliko minuta, ali se za to vrijeme oslobađa energija koja ponekad može doseći 10 25 J. Otprilike toliko tijela dođe od Sunca do cijele površine Zemlje u cijeloj godini.
Pjege, baklje, prominencije, kromosferske baklje - sve su to manifestacije sunčeve aktivnosti. Povećanjem aktivnosti povećava se i broj ovih tvorevina na Suncu.

Vanjski sloj Sunčeve atmosfere uključuje solarnu Kruna.Prostire se na mnogo milijuna kilometara, a granica mu seže do samog kraja cijelog Sunčevog sustava. Naravno, svi planeti, uključujući našu Zemlju, nalaze se pod ogromnom solarnom kupolom. Sunčeva korona počinje odmah nakon kromosfere i sastoji se od prilično razrijeđenog plina. Temperatura korone je oko milijun Kelvina. Štoviše, povećava se iz kromosfere do dva milijuna na udaljenosti reda 70000 km od vidljive površine Sunca, a zatim se počinje smanjivati, dosegnuvši sto tisuća stupnjeva u blizini Zemlje.

Zbog enormne temperature, čestice se kreću tako brzo da prilikom sudara elektroni odlijeću s atoma koji se počinju kretati kao slobodne čestice. Zbog toga laki elementi potpuno gube sve svoje elektrone, tako da u koroni praktički nema ni atoma vodika ni helija, već samo protona i alfa čestica. Teški elementi gube do 10-15 vanjskih elektrona. Zbog toga se u solarnoj koroni opažaju neobične spektralne linije koje se dugo nisu mogle identificirati s poznatim kemijskim elementima.

Kada promatramo sunčani ljetni krajolik, čini nam se da je cijela slika preplavljena svjetlom. Međutim, pogledamo li sunce uz pomoć posebnih instrumenata, vidjet ćemo da cijela njegova površina nalikuje divovskom moru, gdje bjesne vatreni valovi i pomiču se pjege. Koje su glavne komponente sunčeve atmosfere? Koji se procesi odvijaju unutar naše zvijezde i koje su tvari uključene u njen sastav?

Opće informacije

Sunce je nebesko tijelo koje je zvijezda, i to jedino u Sunčevom sustavu. Planeti, asteroidi, sateliti i drugi svemirski objekti kruže oko njega. Kemijski sastav Sunca približno je isti na bilo kojem mjestu na njemu. Međutim, značajno se mijenja kako se približava središtu zvijezde, gdje se nalazi njezina jezgra. Znanstvenici su otkrili da je sunčeva atmosfera podijeljena u nekoliko slojeva.

Koji kemijski elementi čine Sunce?

Čovječanstvo nije oduvijek imalo podatke o Suncu koje znanost ima danas. Jednom davno, pristaše religijskog svjetonazora tvrdili su da se svijet ne može spoznati. A kao potvrdu svojih ideja naveli su činjenicu da čovjeku nije moguće znati kakav je kemijski sastav Sunca. Međutim, napredak u znanosti uvjerljivo je dokazao pogrešnost takvih stavova. Znanstvenici su posebno napredovali u proučavanju zvijezda nakon izuma spektroskopa. Znanstvenici proučavaju kemijski sastav Sunca i zvijezda pomoću spektralne analize. Dakle, otkrili su da je sastav naše zvijezde vrlo raznolik. Godine 1942. istraživači su otkrili da na Suncu ima čak i zlata, iako ne mnogo.

Ostale tvari

Kemijski sastav Sunca uglavnom uključuje elemente kao što su vodik i helij. Njihova dominacija karakterizira plinovitu prirodu naše zvijezde. Sadržaj drugih elemenata, na primjer, magnezija, kisika, dušika, željeza, kalcija je beznačajan.

Pomoću spektralne analize istraživači su otkrili koje se tvari definitivno ne nalaze na površini ove zvijezde. Na primjer, klor, živa i bor. No, znanstvenici sugeriraju da bi se te tvari, osim osnovnih kemijskih elemenata koji čine Sunce, mogle nalaziti u njegovoj jezgri. Gotovo 42% naše zvijezde sastoji se od vodika. Otprilike 23% dolazi od svih metala koji su dio Sunca.

Kao i većina parametara drugih nebeskih tijela, karakteristike naše zvijezde izračunate su samo teoretski pomoću računalne tehnologije. Početni podaci su pokazatelji kao što su radijus zvijezde, njena masa i temperatura. Znanstvenici su sada utvrdili da je kemijski sastav Sunca predstavljen sa 69 elemenata. Spektralna analiza igra glavnu ulogu u ovim studijama. Na primjer, zahvaljujući njemu uspostavljen je sastav atmosfere naše zvijezde. Otkriven je i zanimljiv obrazac: skup kemijskih elemenata u sastavu Sunca iznenađujuće je sličan sastavu kamenih meteorita. Ova činjenica je važan dokaz u prilog tome da ovi nebeska tijela imaju zajedničko porijeklo.

Vatrena kruna

To je sloj visoko razrijeđene plazme. Njegova temperatura doseže 2 milijuna Kelvina, a gustoća tvari premašuje gustoću zemljine atmosfere stotinama milijuna puta. Ovdje atomi ne mogu biti u neutralnom stanju; oni se stalno sudaraju i ioniziraju. Korona je snažan izvor ultraljubičastog zračenja. Cijeli naš planetarni sustav izložen je sunčevom vjetru. Njegova početna brzina je gotovo 1 tisuću km/s, ali kako se udaljava od zvijezde postupno se smanjuje. Brzina Sunčevog vjetra na površini zemlje je približno 400 km/s.

Općenite ideje o kruni

Sunčeva kruna se ponekad naziva i atmosfera. Međutim, to je samo njegov vanjski dio. Koronu je najlakše promatrati tijekom potpune pomrčine. No, bit će ga jako teško skicirati, jer pomrčina traje svega nekoliko minuta. Kada je izumljena fotografija, astronomi su mogli dobiti objektivnu sliku Sunčeve korone.

Nakon što su snimljene prve slike, istraživači su uspjeli otkriti područja koja su povezana s povećanom aktivnošću zvijezde. Sunčeva kruna ima radijantnu strukturu. To nije samo najtopliji dio njegove atmosfere, već je i najbliži našem planetu. Zapravo, stalno smo unutar njegovih granica, jer solarni vjetar prodire u najudaljenije kutke Sunčev sustav. Međutim, od njegovih učinaka zračenja štiti nas zemljina atmosfera.

Jezgra, kromosfera i fotosfera

Središnji dio naše zvijezde zove se jezgra. Njegov radijus jednak je otprilike četvrtini ukupnog radijusa Sunca. Tvar unutar jezgre je jako komprimirana. Bliže površini zvijezde je takozvana konvektivna zona, gdje se događa kretanje materije, stvarajući magnetsko polje. Konačno, vidljiva površina Sunca naziva se fotosfera. To je sloj deblji od 300 km. Sunčevo zračenje dolazi na Zemlju iz fotosfere. Njegova temperatura doseže približno 4800 Kelvina. Vodik ovdje ostaje praktički neutralan. Iznad fotosfere je kromosfera. Njegova debljina je oko 3 tisuće km. Iako se kromosfera i solarna kruna nalaze iznad fotosfere, znanstvenici ne povlače jasne granice između ovih slojeva.

Prominencije

Kromosfera ima vrlo nisku gustoću i inferiorna je u intenzitetu zračenja od Sunčeve korone. Međutim, ovdje se može promatrati zanimljiv fenomen: divovski plamenovi, čija je visina nekoliko tisuća kilometara. Zovu se solarne prominence. Ponekad se prominencije uzdižu do visine od milijun kilometara iznad površine zvijezde.

Istraživanje

Prominencije karakteriziraju isti pokazatelji gustoće kao i kromosfera. Međutim, nalaze se neposredno iznad njega i okruženi su njegovim rijetkim slojevima. Po prvi put u povijesti astronomije, prominencije su promatrane od strane istraživača iz Francuske Pierrea Jansena i njegovih Engleski kolega Joseph Lockyer 1868. Njihov spektar uključuje nekoliko svijetlih linija. Kemijski sastav Sunca i prominencija vrlo je sličan. Uglavnom sadrži vodik, helij i kalcij, a prisutnost ostalih elemenata je zanemariva.

Neke prominencije, koje su postojale određeno vrijeme bez vidljivih promjena, iznenada eksplodiraju. Njihova tvar se izbacuje u obližnji svemir ogromnom brzinom, koja doseže nekoliko kilometara u sekundi. Izgled kromosfera se često mijenja, što ukazuje razne procese, koji se događaju na površini Sunca, uključujući kretanje plinova.

U područjima zvijezde s povećanom aktivnošću mogu se uočiti ne samo izbočine, već i pjege, kao i pojačana magnetska polja. Ponekad se uz pomoć posebne opreme na Suncu otkrivaju baklje posebno gustih plinova čija temperatura može doseći ogromne vrijednosti.

Kromosferske baklje

Ponekad se radioemisija naše zvijezde poveća stotinama tisuća puta. Taj se fenomen naziva kromosferski odbljesak. Prati ga stvaranje pjega na površini Sunca. Isprva su baklje primijećene u obliku povećanja svjetline kromosfere, no kasnije se pokazalo da predstavljaju cijeli kompleks različitih pojava: naglo povećanje radioemisije (rendgenskog i gama zračenja), izbacivanje mase iz korone, protonske baklje.

Izvođenje zaključaka

Dakle, saznali smo da je kemijski sastav Sunca predstavljen sa uglavnom dvije tvari: vodik i helij. Naravno, ima i drugih elemenata, ali je njihov postotak nizak. Osim toga, znanstvenici nisu otkrili ništa novo kemikalije, koji bi bio dio zvijezde, a istovremeno bi bio odsutan sa Zemlje. Vidljivo zračenje nastaje u solarnoj fotosferi. Ona je pak od ogromne važnosti za održanje života na našem planetu.

Sunce je vruće tijelo koje neprestano emitira, a njegova površina je okružena oblakom plinova. Njihova temperatura nije tako visoka kao temperatura plinova unutar zvijezde, ali je svejedno impresivna. Spektralna analiza nam omogućuje da iz daljine saznamo kakav je kemijski sastav Sunca i zvijezda. A budući da su spektri mnogih zvijezda vrlo slični spektrima Sunca, to znači da im je sastav približno isti.

Danas se procesi koji se odvijaju na površini i unutar glavnog tijela našeg planetarnog sustava, uključujući i njegovo proučavanje kemijski sastav, proučavaju astronomi u posebnim solarnim opservatorijima.