Sunce
Fizikalne osobine
Ekvatorijalni polupre?nik	6,955×10 5 km
Povr?ina	6,0877×10 12 km 2
Zapremina	1,412×10 18 km 3
Masa	1,9891×10 30
Prosje?na gusto?a	1,408×10 3 kg/m 3
Ekvatorijalna povr?inska gravitacija	274.0 m/s 2 27,94 g
Brzina oslobađanja	617,7 km/s
Temperatura	Centar: ~ 1,57×10 7 K Fotosfera: 5.778 K Korona:~5×10 6 K
Osobine fotosfere
Fotosferski sastav	Vodik : 73,46% Helij : 24,85% Kisik : 0,77% Ugljik 0,29% ?eljezo : 0,16% Neon : 0,12% Du?ik : 0,09% Silicij : 0,07% Magnezij :: 0,05% Sumpor : 0,04%

Sunce je sredi?nja zvijezda na?eg planetarnog sistema - Sun?evog sistema . Osim Zemlje i drugih planeta , oko Sunca kru?e i asteroidi , komete , meteori , transneptunski objekti u Kuiperovom pojasu i ?estice pra?ine.

Sunce je gotovo savr?ena kugla (razlika između ekvatora i pola je samo 10 km) i sastoji se od plinovite vru?e plazme , koja je isprepletena s magnetnim poljima . ^{[1] [2]} Pre?nik mu iznosi oko 1.392.000 km, ?to je za 109 puta vi?e od Zemlje , a ima masu od oko 2×10 ³⁰ kilograma, ?to je za 330.000 puta vi?e od Zemlje, a to predstavlja 99,86 % mase cijelog Sun?evog sistema. ^[3] Po hemijskom sastavu ¾ mase Sunca ?ini vodik , dok je ostatak uglavnom helij , a manje od 2 % ?ine te?i elementi kao ?to su kisik , ugljik , neon , ?eljezo i drugi.

Prema spektralnoj klasi , Sunce spada u klasu G2V odnosno klasu ?utog patuljka , zato ?to je vidljiva svjetlost najizra?enija u ?utozelenom dijelu spektra , iako je ukupno svjetlost sa Sunca bijela, zbog raspr?enja svjetlosti u Zemljinoj atmosferi izgleda ?uto na plavoj podlozi neba. Spektralna oznaka G2 pokazuje povr?insku temperaturu , koja iznosi 5.778 K (5.505 °C), dok oznaka V pokazuje da je Sunce, kao i ve?ina drugih zvijezda, u glavnom nizu ( Hertzsprung-Russellov dijagram ) i da stvara energiju nuklearnom fuzijom , pretvaraju?i hidrogen u helij. ^{[4] [5]} U jezgri Sunca, svake sekunde izgori 4,3 milijarde kg vodika, pretvaraju?i se u helij. Iako su nekada astronomi smatrali da je Sunce mala i bezna?ajna zvijezda, ispostavilo se da je Sunce svjetlije od 85 % zvijezda u Mlije?nom putu , a ve?ina zvijezda spada u crvene patuljke . ^{[6] [7]} Apsolutna magnituda ove zvijezde je +4,83, ali s obzirom da nam je Sunce puno bli?e od ostalih zvijezda, vidimo ga kao najsjajnije nebesko tijelo s prividnom magnitudom -26,74. ^{[8] [9]} Vanjski dio Sun?eve atmosfere, koji zovemo korona , stalno ispu?ta dio plazme u svemir u obliku Sun?evog vjetra , kao struju elektri?ki nabijenih ?estica koja se ?iri do otprilike 100 astronomskih jedinica (AJ ? udaljenost od Zemlje do Sunca). Balon međuzvjezdane materije koju stvara Sun?ev vjetar naziva se heliosfera : to je najve?a neprekidna struktura u Sun?evom sistemu. Osim Zemlje i drugih planeta , oko Sunca kru?e i asteroidi , komete , meteoroidi , trans-neptunski objekti u Kuiperovom pojasu i ?estice pra?ine. ^{[10] [11]}

Fizi?ke osobine [ uredi | uredi izvor ]

Sunce je zvijezda glavnog niza , spektralnog tipa G2, ^[12] ?to zna?i da je ne?to ve?a i toplija od prosje?ne zvijezde, ali nedovoljno velika da bi pripadala tzv. "divovima". ?ivotni vijek zvijezda ovog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina, a budu?i da je Sunce staro oko 5 milijardi godina, nalazi se u sredini svog ?ivotnog ciklusa. ^[12]

U sredi?tu Sunca u termonuklearnim reakcijama ( nuklearna fuzija ) vodik se pretvara u helij . Svake sekunde u nuklearnim reakcijama u?estvuje 3,8×10 ³⁸ protona (vodikovih jezgri). Oslobođena energija biva izra?ena sa sun?eve povr?ine u obliku elektromagnetskog zra?enja i neutrina , te manjim dijelom kao kineti?ka i toplotna energija ?estica Sun?evog vjetra i energija Sun?evog magnetskog polja.

Zbog ekstremno visokih temperatura, materija je u obliku plazme . Posljedica toga je da Sunce ne rotira kao ?vrsto tijelo. Brzina rotacije je ve?a na ekvatoru, nego u blizini polova, zbog ?ega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog polja, erupcija plina sa Sun?eve povr?ine i stvaranja Sun?evih pjega i prominencija (protuberanci). Ove pojave nazivamo Sun?evom aktivno??u.

Osnovni podaci: ^[13]

Pre?nik	1.392.000 km [13]
Masa	1,9891 x 10 30 kg
Prosje?na gusto?a	1,411 g/cm 3
Povr?inska temperatura	5.780 K 5.500 C [12]
Vrijeme obilaska oko sredi?ta galaktike	2,2 x 10 8 godina

Hemijski sastav:

Vodik	73,46 %
Helij	24,58 %
Kisik	0,77 %
Ugljik	0,29 %
?eljezo	0,16 %
Neon	0,12 %
Du?ik	0,09 %
Silicij	0,07 %
Magnezij	0,05 %
Sumpor	0,04 %

Sun?ev ciklus [ uredi | uredi izvor ]

Promjene koje se opa?aju na Suncu nazivaju se Sun?eva aktivnost, a odvijaju se periodi?no u cikusima prosje?ne du?ine 11 godina. Ciklusi variraju u du?ini, između 8 i 15 godina. Ove promjene obuhvataju:

• koli?inu izra?ene energije
• brojnost i raspored pjega
• brojnost sun?evih baklji
• oblik i veli?inu korone

Vremenski period najve?e aktivnosti naziva se Sun?ev maksimum . Mo?e trajati nekoliko godina, u zavisnosti od aktivnosti pjega i baklji. Postoje i du?a periodi?na razdoblja Sun?eve aktivnosti. U historiji je poznat Maunderov minimum , razdoblje u drugoj polovini 17. vijeka tokom kojeg je broj Sun?evih pjega bio izuzetno mali. Zbio se istovremeno sa periodom hladnih godina, nazvanog malo ledeno doba . Nije sasvim jasno da li su klimatske promjene bile uzrokovane ekstremno niskom Sun?evom aktivno??u.

Sastav Sunca [ uredi | uredi izvor ]

Sunce se mo?e podijeliti na ve?i broj slojeva, prema uvjetima koji u njima vladaju. Granice među njima nisu jasno ocrtane i postoje prijelazna podru?ja. Sunce nema ?vrstu povr?inu, pa se kao granicu na kojoj po?inje atmosfera uzima najvi?i sloj koji je jo? uvijek opti?ki neproziran.

Također, Sunce se ne mo?e ta?no ograni?iti jer njegov gu??i dio prelazi u rjeđu atmosferu, a iza nje se daleko prostire podru?je u kojem djeluje Sun?ev vjetar .

Jezgra [ uredi | uredi izvor ]

Do ?etvrtine polupre?nika Sunca prostire se jezgro, podru?je visoke temperature, oko 15,6 miliona K i pritiska 10 ¹⁶ Pa . U takvim uvjetima odvija se fuzija vodika u helij. Spajanjem 4 protona (jezgra atoma hidrogena) nastaje jedno jezgro atoma helija (2 protona i 2 neutrona ), pri ?emu se oslobađaju subatomske ?estice i energija u obliku gama-zra?enja .

Unutra?nji dio Sunca se mo?e podijeliti na tri dijela. ^[12]

Zona nuklearnih reakcija [ uredi | uredi izvor ]

Zona nuklearnih reakcija dobila je ime po tome ?to se u njoj odvija nuklearna reakcija. Temperatura u jezgri je 15,6 miliona kelvina, a pritisak 10 ¹⁶ paskala. U ovakvim uslovima gas prelazi u plazmu. Plazma je stanje materija u kojoj su atomi toliko stisnuti da su im jezgre odvojene od elektrona i slobodno plutaju. Ovo stanje materije svrstava se u ?etvrto agregatno stanje. U jezgri Sunca postoje uslovi da se pokrene jedna od nuklearnih reakcija. Koja ?e se pokrenuti zavisi od temperature. p-p ciklus (proton-proton ciklus) da se pokrene ova vrsta dovoljna je temperatura od 15,6 miliona kelvina. ^[12] Dolazi do spajanja ?etiri protona i stvara se helij koji se sastoji od dva protona i dva neutrona. U jezgri Sunca ima vi?e helija nego vodonika .

Radioaktivna zona [ uredi | uredi izvor ]

Nakon jednog centimetra svog puta gama zrake se sudare sa jezgrom atoma ili slobodnim elektronima. Gama zrake raspr?uju se na vi?e fotona ni?ih energija. Zbog ovakvog prenosa energije u jezgri Sunca odr?ava se visoka temperatura. Ovo je zra?enje ili radioaktivni prenos energije. Na ovaj na?in definisan je prenos energije u radioaktivnoj zoni.

Konvektivna zona [ uredi | uredi izvor ]

Sa subatomskim ?esticama je druga?ija situacija. Elektri?ni neutroni slabo međudjeluju sa materijom i zato je njihov na?in puta mnogo jednostavniji i br?i. Potrebno vrijeme da izađu iz Sunca je 2,23 sekundi. A pre?nik Sunca je upravo toliki. Neutroni nam govore kakvo je stanje unutar Sunca.

Fotosfera [ uredi | uredi izvor ]

Prividnu povr?inu Sunca nazivamo jo? i fotosferom. ^[13] Ovdje se temperature kre?u oko 6000 K. Vru?i plin izvire iz unutra?njosti na povr?inu, zbog ?ega nam se ?ini da povr?ina ima granulastu (zrnatu) strukturu. Granule su promjera oko 1.000 km, u stalnom su pokretu (poput vrenja vode) i vrijeme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekada nastaju tzv. supergranule promjera 30.000 km i vremena ?ivota 24 h.

Granule [ uredi | uredi izvor ]

Granule su najmanja pravilna kretanja Sun?eve materije. Uo?avaju se samo u centralnom dijelu Sun?evog kruga. Nalaze se u dubljim slojevima fotosfere odakle dolaze brzinom od 1 km u sek. Kada dođe do određene dubine materija joj se preljeva u okolinu i hladi. Dimenzije granula su oko 1000 km. I??eznu nakon desetak minuta. One su toplije 400-500 kelvina od tamnog međugranularnog prostora. U njihovoj unutra?njosti nalaze se filigrani.

Supergranule [ uredi | uredi izvor ]

Supergranule su granule ve?ih dimenzije. Materija iz dubine dolazi brzinom od nekoliko desetaka pa do 1 km u sekundi. Materija izlazi u centru supergranule a ponire pri rubovima. Gas koji izvire u centru djelimi?no je ioniziran pa se s njim prenosi i magnetno polje. To obja?njava ?to je ono koncentrirano pri rubovima supergranula. Dimenzije su im oko 30.000 km. Rasprostranjene su po cijelom Suncu. U svakom trenutku ih ima oko 2000.

Oscilacije [ uredi | uredi izvor ]

Kretanje gasa u najve?im dimenzijama naziva se Sun?eva oscilacija. Primje?uje se kao titranje fotosfere i odvija se na mahove. Naj?e??i je pet minutni period a prosjek titranja je 4-8 minuta. Najve?a brzina gasa pri titranju iznosi do pola kilometra u sekundi. Do titranja dolazi zbog pritiska gasa. Oscilacije se mogu porediti sa talasima potresa na Zemlji koji se isto tako kre?u po unutra?njo??u Sunca. Nauka koja prou?ava Sun?evu aktivnost poput oscilacija naziva se helioseizmologija . Osim pravilnih kretanja u fotosferi se pojavljuju pjege. Posmatranjem Sunca primje?eno je da ono o?tro omeđeno rubom. Ova pojava naziva se tamnjenje ruba. Gledanjem u centar Sunca gledamo oko 400 km u dubinu gdje je temperatura 9000 kelvina, a ako gledamo pri rubu ta dubina se smanjuje i s tim i temperatura. Smanjivanjem temperature smanjuje se intenzitet svjetlosti. Na ovaj na?in obja?njava se pojava tamnog kruga oko Sunca.

Hromosfera [ uredi | uredi izvor ]

Hromosfera je ni?i sloj Sun?eve atmosfere, prote?e se iznad fotosfere do visine oko 10.000 km. Znatno je rjeđa od fotosfere i nepravilnog oblika. Sa Zemlje se primje?uje samo za vrijeme potpunog pomra?enja Sunca. Porastom visine gusto?a atmosfere opada, ali se pove?ava temperatura. Ove promjene gusto?e i temperature izra?ene su u prelaznom podru?ju između hromosfere i korone.

U hromosferi se događaju izboji plina stvaraju?i efekte koje se nazivaju prominencije i baklje.

Prominencije (protuberance) su oblaci ili mlazovi usijanog plina izba?enog u vis. Mogu se uzdi?i do visine 150.000 km iznad fotosfere, kroz hromosferu i koronu. Gu??e su od okolne tvari i dosti?u temperaturu oko 20.000 K. Na sli?an na?in dolazi do pojave baklji, mlazova plina koji se brzo podi?u unutar hromosfere i padaju nazad. Vrijeme trajanja jedne baklje je oko 10 min. Postoje dvije vrste baklji: fotosferske i hromosferske. Sjajnije su od rengenskog zra?enja i na vi?oj su temperaturi od okoline. Prema pravilu pjege se javljaju unutar baklji, a baklje se javljaju neovisno o pjegama. One obi?no traju po nekoliko mjeseci. U koroni iznad baklji mo?e se pojaviti koronina kondenzacija. Postoje jo? dva na?ina u obliku prominencije i bljeskova. Ove dvije pojave nastaju u hromosferi odnosno fotosferi. Zbog veli?ine nastavljaju se u koroni.

Korona [ uredi | uredi izvor ]

U vi?im slojevima Sun?eve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja rasti do 1.000.000 K. Nije sasvim jasno zbog ?ega se događa ovaj porast temperature. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja plina pod uticajem magnetskog polja. Korona je definisana izrazito malom gusto?om. Visoka temperatura se mo?e objasniti energijom iz fotosfere, a ona se prenosi magnetnim poljem i akusti?nim radiotalasima. Korona zra?i milion puta manje od fotosfera. Njena svjetlost poti?e iz tri izvora.

• E korona ili emisijska korona
• K korona
• F korona

U koroni se stalno odvija protok materije. Pomo?u spikula dobija materiju iz dubljih slojeva. Bijela korona se vidi pri pomra?enju. Sastoji se od:

• K korona
• F korona

Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u obliku Sun?evog vjetra. ^[13]

Koronalne rupe [ uredi | uredi izvor ]

Mjesta u koroni gdje se magnetno polje ?iri u vanjski prostor nazivaju se "koronalne rupe", koje su 1973. prvi put opa?ene. Najve?a, zabilje?ena iz SOD-a po?etkom 2015. ima 410 puta ve?i pre?nik od Zemlje. ^[14]

Sun?ev vjetar [ uredi | uredi izvor ]

Sun?ev (solarni) vjetar je struja ?estica izba?enih velikom brzinom iz gornjih slojeva Sun?eve atmosfere, uglavnom elektrona i protona. Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo bezna?ajan i gusto?a Sun?evog vjetra malehna, ?estice se kre?u velikim brzinama i izazivaju vidljive efekte na tijelima u Sun?evom sistemu. Poznatiji efekti Sun?evog vjetra su polarna svjetlost i usmjeravanje repa komete suprotno od Sunca.

U blizini Zemlje Zemljino magnetsko polje zarobljava ?estice Sun?evog vjetra i usmjerava ih prema magnetskim polovima. Budu?i da se ?estice Sun?evog vjetra kre?u brzinama oko 900 km/s, ^[13] pri sudaru sa ?esticama u zemljinoj atmosferi dolazi do ioniziranja plina i pojave svjetlosti. Ova se pojava uo?ava u polarnim podru?jima, zbog ?ega je dobila ime polarna svjetlost ili Aurora Borealis] (odnosno Aurora Australis na ju?noj Zemljinoj polulopti). Ukoliko je Sun?eva aktivnost ve?a, poja?ano djelovanje Sun?evog vjetra mo?e dovesti do pojave polarne svjetlosti i na manjim geografskim ?irinama. U takvim uslovima postoji mogu?nost ometanja ili ?ak o?te?enja radio-komunikacijskih uređaja na Zemlji i vje?ta?kim satelitima.

Komete se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, zaleđena povr?ina komete isparava i oslobađa oblak plina i ?estica pra?ine. Djelovanjem ?estica Sun?evog vjetra, oblak se oblikuje u rep komete. Budu?i da Sun?ev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.

Sun?eve pjege [ uredi | uredi izvor ]

Galileo Galilej je otkrio pjege 1611. godine. ^[15] Otkrio je da se nalaze na povr?ini Sunca i da se kre?u od istoka ka zapadu. Ovo kretanje ima veze sa rotacijom Sunca sa periodom od 27 dana u odnosu na Zemlju odnosno 25 u odnosu na zvijezde. Scheiner je po?etkom 17. vijeka otkrio da pjege u ve?im heliografskim ?irinama rotiraju manjom ugaonom brzinom u odnosu na one u blizini ekvatora. Richard Christofer Carrincton proveo je prva zna?ajna ispitivanja diferencijalne rotacije. Rotacija polarnih dijelova traje oko 36 dana, ^[13] a ekvatorskih 25.43 dana. ^[12]

Siun?eve pjege pojavljuju se i nestaju. Tamnije su zbog kontrasta prema fotosferi. Zra?e manje u odnosu na fotosferu, a temperatura im je od 3,5 - 4000 kelvina oko 2000 kelvina manje od okoline. U njenom sredi?tu izvire ionizirani gas, a s njim se prenose silnice magnetnog polja koje ima magnetnu indukciju 0,4 tesla. To nije najve?a vrijednost koju dosti?e Sunce. Magnetno polje je ravnomjerno raspoređeno samo u pjegama. Ono je koncentrirano i po rubovima supergranula. To su cjevaste silnice dimenzija oko 500 km. Magnetna indukcija ovdje je 0,1 tesla. Pjege se pojavljuju kao pore. Neke ostanu takve, a neke rastu. One se sastoje od

1. Umbra (sjenka) je sredi?nji dio. Od penumbre je sjajnija. U njoj se mogu javiti sjajnije ta?ke, a sastoji se od granula.
2. Penumbra(polusjenka) imaju vlaknastu strukturu i ?ire se radijalno od centra pjege, a nastavljaju se u fotosferske granule.

Nakon dva dana pjege dosti?u maksimum magnetne aktivnosti. Traju nekoliko sati - 6 mjeseci (prosje?no oko 10 dana). Formiraju se u grupe. Oko pjege s ja?im magnetnim poljem okupljaju se slabije i traju koliko traje pjega unutar grupe.

Novi ciklus po?inje prije nego ?to nestanu sve pjege predhodnog. On mo?e biti jedanaestogodi?nji ^[12] ili stogodi?nji. Postojalo je vrijeme kada se one nisu vidjele. Taj period bio je od 1650 . do 1715 . godine.

Također pogledajte [ uredi | uredi izvor ]

• Spisak pomra?enja Sunca u 21. vijeku

Reference [ uredi | uredi izvor ]

Vanjski linkovi [ uredi | uredi izvor ]

Commons ima datoteke na temu: Sunce

• SOHO (solarni i heliosferi?ni satelit) na oficijelnoj stranici ameri?ke svemirske agencije NASA u?itano 14.01.2014 (en)
• Nacionalni sun?ev observatorij u?itano 14.01.2014 (en)
• Sunce na portalu Astronomic Cast koji objavljuje emisije o astronomiji u?itano 14.01.2014 (en)
• Zbirka dobrih fotografija Sunca s razli?itih institucija na portalu Boston u?itano 14.01.2014 (en)
• Portal projekta ACRIM koji se bavi istra?ivanjem Sun?eve svjetlosti Arhivirano 11. 6. 2017. na Wayback Machine u?itano 14.01.2014 (en)
• Edukativna stranica o Suncu Sun-Trek u?itano 14.01.2014 (en)
• Solarni institut u ?vedskoj koji posjeduje SST (Swedish Solar Telescope) teleskop za posmatranje Sunca sa objektivom od 1 metra u?itano 14.01.2014 (en)
• Animacija koja opisuje sastav Sunca Arhivirano 10. 8. 2011. na Wayback Machine u?itano 14.01.2014 (en)
• Video o razvoju Sunca na portalu Youtube. Postavljen od Helmuta Schlattla saradnika na Max-Planck institutu u Njema?koj u?itano 14.01.2014 (en)
• Sun?eva transportna traka. Opis transporta materije unutar Sun?evih zona na oficijelnoj stranici ameri?ke svemirske agencije NASA u?itano 14.01.2014 (en)