Povrsina Sunca – fotosfera

Unutrašnjost Sunca okružena je površinskim slojem debljine između 300 i 400 kilometara koji se naziva fotosfera. Sa Zemlje fotosfera se uočava u obliku sjajnog diska. Fotosfera je prvi prozračan sloj Sunca, dok su unutrašnji slojevi ispod nje nedostupni direktnom posmatranju.

Gustina fotosfere u proseku iznosi 2·10^-4kg/m3. Fotosfera je najgušći omotač Sunca ali ipak je mnogo ređa od Zemljine atmosfere. Na njenom dnu temperatura iznosi oko 9.000 K, a na gornjoj granici temperatura je 4.5000 K. Zbog relativno niskih temperatura u fotosferi su prisutni, pored neutralnih atoma, i neki molekuli (CO, H2, CH, CN, itd.).

Kroz fotosferu energija se prenosi uglavnom zračenjem, ali to ne znači da u njoj nije prisutna konvekcija. Pokazatelj postojanja konvekcije u fotosferi je njena zrnasta struktura. U fotosferi se nalaze svetla zrna, tzv. granule, koja predstavljaju mlazeve gasa koji izbijaju na površinu iz nižih slojeva. Temperatura ovih gasova je za oko 100 K viša od temperature fotosfere, tako da je njihov sjaj za oko 20% veći. Nakon izbijanja na površinu gas u granulama se hladi, usled čega one tonu u dublje slojeve a na njihovo mesto dolaze nove. Prosečno vreme trajanja jedne granule je 5-15 minuta. Prečnici granula, u proseku, iznose oko 1.500 km, a na Sunčevom disku ih u svakom trenutku ima oko 2 miliona.

Granule razdvajaju tamna područija širine do 1.000 km. Ove tamnije oblasti su za oko 350-400 K hladnije i oko 35-40% tamnije granula. Fraunhoferove linije spektra u oblasti granula imaju cik-cak formu, pri čemu plavi pomak odgovara granuli koja se podiže ka površini, a crveni onoj koja ide ka unutrašnjosti. Na osnovu Doplerovog efekta utvrđeno je da se gramnule kreću brzinom od 0,3 km/s.

Konvekcija se u fotosferi ispoljava i u oblastima mnogo većih dimenzija od dimenzija granula, što dovodi do pojave tzv. supergranula. Supergranule imaju oblik poligonalnih ćelija, sa prosečnim prečnikom od oko 30.000 km i traju po nekoliko desetina sati. Supergranule prekrivaju celokupnu površinu Sunca, a njihov broj je u svakom trenutku oko 2.000. Osim veće površine, supergranule karakteriše i veća konvekcija. U centralnim delovima granule materija iz dubljih slojeva podiže se vertikalno uvis ka površini, a na njihovim obodima se ponovo vraća u dubinu. Brzine ovakvog kretanja materije kreću se između desetak metara i nekoliko kilometara u sekundi. Zajedno sa gasom, koji je delimično jonizovan, prenosi se i magnetno polje, pa se ono koncentriše pri rubovima supergranula.

Povremeno dolazi do oscilovanje cele Sunčeve atmosfere sa čitavim nizom perioda. Najčešće je tzv. petominutni period (prosek perioda od 4 do 8 minuta). Ove oscilacije uzrokovane su pritiskom gasa koji nastaje usled konvektivnog kretanja u dubini Sunca.

Ovo oscilovanje prenosi se na veliki deo Sunčeve unutrašnjosti, slično kao se kroz Zemlju šire zemljotresni talasi. Talasi se odbijaju od površinskih slojeva Sunca u kojima gustina naglo opada. Kako se ovakvi talasi na Zemlji koriste za izučavanje nedostupne unutrašnjosti Zemlje, naučnici se nadaju da će ovi talasi pomoći boljem upoznavanju Sunčeve unutrašnjosti. Područije tog izučavanja već je dobilo naziv helioseizmologija.

Pege

Na slici 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 najčešće imaju dimenzije od oko 10.000 km, priblično veličini Zemlje. Kao što se vidi na slici, pege se najčešće javljaju u grupama. U svakom trenutku na Suncu se može naći na stotine pega ali ono, takođe, može biti bez ijedne pege.

Proučavanje pega ukazuje na to da se one sastoje iz dva dela. U sredini pege nalazi se taman, centralni, deo koji se naziva senka ili umbra. Oko umbre nalazi se nešto svetlija oblast koja se naziva polusenka ili penumbra. Detaljne fotografije pega omogućavaju nam da vrlo lepo vidimo strukturu pega. Penumbra je okružena mnogo sjajnijom fotosferom. Postepena promena boje je posledica promene temperature fotosfere. Srednji prečnik senke iznosi oko 17.000 km a polusenke oko 37.000 km. Pege su, jednostavno, hladnije oblasti fotosfere. Temperatura u oblasti senke iznosi oko 4.500 K a u polusenci 5.500 K, dok sjaj senke iznosi između 20% i 30%, a polusenke između 75% i 80% sjaja neporemećene sredine. Pege se, znači, sastoje od vrelog gasa ali one izgledaju crne jedino zato što se nalaze okružene mnogo toplijom fotosferom (temperatura 6.000 K). Ako bi nekako mogli da pomerimo pege sa Sunca (ili jednostavnije, zaklonimo svetlost fotosfere) pege bi bile vrlo sjajne, onoliko sjajne koliko i svako drugo telo zagrejano do temperature od 5.000 K.

Pege nisu stabilne. Većina menja svoju veličinu i oblik, a sve pege dolaze i odlaze. Pojedinačne pege mogu da traju od 1 do 100 dana (prosečno trajanje pega je između 10 i 20 dana), dok grupe pega u proseku traju oko 50 dana.

Magnetno polje Sunca i nastanak pega

Šta dovodi do nastanka pega? Zašto su one hladnije od okoline? Odgovori na ova pitanja, najverovatnije, imaju veze sa magnetnim poljem Sunca. Na osnovu analize spektralnih linija moguće je prikupiti informacije o magnetnom polju Sunca. Takve analize ukazuju na to da je magnetno polje pega oko 1.000 puta jače nego polje u okolnim oblastima (kod najmanjih pega magnetno polje iznosi oko 10^-2T, a kod najvećij 0,4 T; u neporemećenim oblastima magnetno polje Sunca ima jačinu oko 1,5·10^-4T), u neporemećenom delu fotosfere (magnetno polje mirne fotosfere je nekoliko puta jače od magnetnog polja Zemlje. Naučnici veruju da su pege hladnije zbog toga što jako magnetno polje zaustavlja ili preusmerava normalan konvektivan protok gasa ka površini Sunca.

Pege se najčešće javljaju u grupama. Po karakteru magnetnog polja oblasti u kojima se nalaze pege mogu se podeliti na unipolarne (oko 8,6%), bipolarne (91%) i multipolarne (0,4%). Bipolarne grupe pega su one u kojima je lako moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilji, unipolarne oblasti nastaju iščezavanjem pojedinih pega u bipolarnim oblasima pa u grupi ostaju samo pege istog polariteta. Multipolarne oblasti su grupe u kojima je broj krupnijih pega veliki, tada nije moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilju tako da se u toj oblasti uočava veliki broj pega sa različitim polaritetima.

Pege se najčešće javljaju u parovima a magnetno polje dve pege u istom paru je uvek suprotno orijentisano, odnosno magnetni polaritet pega je različit. Kako je prikazano na slici (a) linije magnetnog polja kroz jednu od pega izviru iz unutrašnjosti Sunca, prave luk kroz atmosferu, i kroz drugu pegu se vraćaju nazad u dubine Sunca. Pored ovoga, svi parovi pega na istoj hemisferi (severnoj ili južnoj) imaju istu orijentaciju magnetnog polja (slika b), dok je orijentacija pega na drugoj polulopti suprotna. Zanemarujući nepravilnosti samih pega, ovakvo slaganje linija polja ukazuje na vrlo visok stepen uređenosti magnetnog polja Sunca.

Gasovita struktura Sunca omogućava mu tzv. diferencijalnu rotaciju, odnosno, različiti delovi Sunca rotiraju različitim ukaonim brzinama. Baš ta razlika brzine rotacije ostvaruje jedan od najvažnijih uticaja na magnetno polje Sunca. Ugaona brzina rotacije Sunca na ekvatoru veća je od brzine na polovima (slika) i to dovodi do deformacije linija magnetnog polja, odnosno linije magnetnog polja počinju da se obmotavaju oko ekvatora. Posle izvesnog vremena dolazi do promene orijentacije magnetnog polja. Iz početne orijentacije sever-jug magnetno polje se orijentiše u pravcu istok-zapad.

Intenzivna strujanja ispod fotosfere dovode do toga da se povremeno usijani gas ispliva iz podfotosferskih slojeva na površinu. Ovaj gas za sobom povćači i linije opšteg magnetnog polja Sunca, dodatno ih savija. Ispod površine Sunca formira se oblast pojačanog magnetnog polja u obliku torusa. Pritisak polja dovodi do širenja torusa, istiskivanja gasa i smanjenja gustine u torusu. Pod dejstvom sile potiska torus počinje da isplivava na površinu. Zbog toga što su linije magnetnog polja zatvorene deo strujne cevi, savijene u podfotosferskim slojevima, sa isplivavanjem na površinu, nastavlja se i iznad površine u obliku lukova ili petlji. Na ovaj način linije magnetnog polja formiraju prsten, čiji je jedan deo ispod a drugi iznad fotosfere. U preseku ovog prstena magnetnih linija sa fotosferom formiraju se pege suprotnih polariteta, od kojih je jedna vodilja a druga pratilja. Pojačano magnetno polje suprotstavlja se konvektivnom kretanju. Slabljenje ili potpuno zaustavljanje konvekcije ispod pega otežava dotok toplote iz unutrašnjosti usled čega se fotosferski gas hladi. To hlađenje je praćeno nastankom pega, kao hladnijih i tamnijih oblasti fotosfere.