Sunceva Atmosfera i Suncev Vetar

Prirodno-matematički fakultet Smer: Astronomija sa astrofizikom

Seminarski rad iz Sunčevog sistema:

Sunčeva atmosfera i Sunčev vetar

Profesor: dr. Svetlana Lukić

Student: Robert Džudžar Novi Sad, 2008. godine

Sadržaj: 1. Uvod.........................................................................................................3 2. Atmosfera Sunca......................................................................................4 2.1. Hromosfera.........................................................................................5 2.1.1.Spikule........................................................................................6 2.1.2.Hromosferske erupcije...............................................................6 2.2. Korona................................................................................................7 2.2.1.Koronarne šupljine.....................................................................9 2.2.2.Protuberance...............................................................................9 3. Sunčev vetar...........................................................................................10 4. Literatura................................................................................................13

2

1. Uvod Sunce je nama najbliža i najbolje proučena zvezda. Zbog blizine, Sunce je jedina zvezda čiju površinu i atmosferu možemo detaljno proučavati. Unutrašnjost Sunca čini: 1) Jezgro - zona u kojoj se u fuzionim reakcijama lakših jezgara dobijaju teža atomska jezgra. Nukleoni prelaze iz stanja sa manjom u stanja sa većom energijom vezivanja, što je praćeno emisijom dela energije veze. Fuzione reakcije koje se odvijaju u Sunčevom jezgru su egzotermne termonuklearne reakcije i u njima se, na račun defekta mase, oslobađa energija koja se prenosi kroz Sunce i oslobađa u okolni prostor. 2) Radijativna zona - pošto temperatura opada od središta Sunca ka površini, u radijativnoj zoni se energija nastala u središtu Sunca prenosi zračenjem do oko 0.70 poluprečnika Sunca. 3) Konvektivna zona - proteže se u oblasti od gornje granice radijativne zone do fotosfere. Osnovni mehanizam prenošenja energije je konvekcija mešanje supstance. Površina Sunca - fotosfera je bleštava Sunčeva površina koja deli neprozračnu unutrašnjost od razređene prozračne atmosfere. Iznad fotosfere se prostire Sunčeva atmosfera koja se sastoji iz hromosfere, korone i Sunčevog vetra koji predstavlja stalno isticanje materije iz korone u međuplanetarni prostor.

3

2. Atmosfera Sunca Krajem XVI i početkom XVII veka, posmatranjima i radovima Klavija i Keplera, došlo se do zaključka da Sunce ima atmosferu. Na osnovu analize elektromagnetnog zračenja Sunca poznato je da je njegova atmosfera slojevita. Mogu se izdvojiti dva osnovna sloja: hromosfera i korona. Iznad korone se prostire u međuplanetarni prostor Sunčev vetar. Sunčev spektar (slika 1.) se sastoji od preko hiljadu fraunhoferovih linija koji pokazuju prisustvo 67 različitih elemenata, u različitim stanjima ekscitacije i jonizacije.

Slika 1. Spektar Sunca, brojevi talasnih dužina su u angstremima (Palomar Observatory/Caltech) Spektralnom analizom Sunčeve atmosfere je utvrđeno da Sunce pripada spektralnoj klasi G2 V, što znači da ima izražene spektralne linije metala i da je žuto-bela zvezda (G2), a V označava da je običan patuljak. Sunce se sa spektralnom klasom G2 V nalazi na sredini glavnog niza na HercšprungRaselovom diagramu.

4

2.1. Hromosfera Hromosfera (grčki χρωμοσ - boja) je dobila ime zbog svoje intenzivne svetlosti i predstavlja deo atmosfere koji se nalazi iznad fotosfere. Da bi se uočila potrebno je iz spektra izdvojiti određene talasne dužine, koje odgovaraju spektralnim linijama, u kojima hromosfera najviše zrači. To su linije Hα vodonika (λ=656.3 nm), zatim CaII K (λ=393.4 nm), i CaII H1 (396.8 nm) itd. U Hromosferi za razliku od unutrašnjosti Sunca, gde je temperatura opadala ka površini, temperatura raste sa visinom. Za granicu između fotosfere i hromosfere uzima se visina gde je temperatura plazme minimalna i ima oko 4200 K. Temperatura raste i dostiže vrednost preko milion stepeni u prelaznoj oblasti između hromosfere i korone. Debljina hromosfere nema precizne granice i iznosi od 2000 km do 10 000 km. Gustina hromosfere je mnogo manja od gustine fotosfere, tako da je ona providna. Zbog toga je vidljiva samo uz korišćenje specijalnog posmatračkog pribora i samo za vreme potpunog pomračenja Sunca. Za vreme pomračenja hromosfera može da se vidi samo nekoliko sekundi između drugog i trećeg prividnog kontakta Mesečevog i Sunčevog diska (slika 2). Može se videti oblast crvene boje, koja potiče od Hα emisione linije vodonika.

Slika 2. Faze potpunog pomračenja Sunca. Prvi ''kontakt'' (na levoj strani), drugi i treći ''kontakt'' (sredina), četvrti ''kontakt'' (na desnoj strani) Hromosferu korakterizuju i intenzivna turbulentna kretanja. Na visini od 500 km, brzina tih kretanja je oko 5 km/s, na visina od 5 000 km oko 20 km/s. U hromosferi dolazi do naglog opadanja koncentracije čestica. Na visini 1 000 km iznad fotosfere, koncentracija vodonikovih atoma (koji su uglavnom jonizovani) iznosi oko 1019 m-3, a na visini od 10 000km oko 1015 m-3. Hromosfera ima zrnastu strukturu. Zrna su u obliku vlakana, flokula, dužine i do nekoliko hiljada kilometara. Flokule se uočuju i kod hromosferskih baklji (hromosferskih fakula). Hromosferske fakule javljaju se kod bipolarnih magnetnig oblasti i traju od 200-300 dana. U oblasti blizu hromosferskih baklji uočavaju se i tamna vlakna, filamenti koji predstavljaju projekciju protuberanci na Sunčev disk.

1

CaII K i CaII H su dve spektralne linije jednostruko jonizovanog kalcijuma 5

U hromosferi se javljaja i hromosferska mreža, koja se javlja kao rezultat delovanja supergranula (koje se formiraju u fotosferi). Hromosferska mreža proteže se vertikalno celom visinom hromosfere i dobro se uočava u K liniji (λ=393.4 nm) jednostruko jonizovanog kalcijuma.

2.1.1. Spikule Horizontalna isticanja plazme iz središta supergranule dovode do istiskivanja magnetnog polja ka obodu supergranule. Po obodu supergranula, prateći pravac sabijenih linija magnetnog polja, iz nižih slojeva hromosfere, uzdižu se spikule. Spikule predstavljaju male erupcije vrućeg gasa, temperature oko 15 000 K. Koncentracija čestica u njima je 1018 m-3. One predstavljaju nehomogenost fotosfere. Visina spikula može dostići i 10 000 km, dok njihova prosečna širina iznosi oko 750 km. Srednja brzina kretanja materije u njima je oko 25 km/s. One se javljaju iznad granica supergranula. Na granicama ćelija dolazi do povećanja intenziteta zračenja, što znači da je tamo materija toplija i gušća. Pošto se spikule javljaju iznad granica supergranula, supergranule imaju ulogu u njihovom stvaranju. Horizontalno kretanje materije u ćeliji supergranule "nosi sa sobom cevi" magnetnog fluksa, ka rubovima ćelije, gde se ove "cevi" međusobno spajaju i stvaraju jače magnetno polje po dužini granica supergranularnih ćelija. Prateći pravac linija magnetnog polja, materija se diže i spušta iznad površine Sunca stvarajući na ovaj način spikule.

2.1.2. Hromosferske erupcije Jedna od manifestacija Sunčeve aktivnosti su erupcije (eksplozije) u hromosferi. To su iznenadjujući, kratkotrajni procesi, u kojima dolazi do velikog porasta intenziteta zračenja u ograničenim delovima hromosfere. Rezervoar energije za erupcije je nepotencijalno magnetno polje, a ključna faza je eksplozivno oslobađanje energije verovatno anihilacijom magnetnog polja. Konfiguracija magnetnog polja koja proizvodi erupciju sadrži neutralnu ravan između suprotno orijentisanih magnetnih linija sile duž kojih se kreće plazma. Tu je magnetni pritisak najveći. To se dešava iznad pega koje se uzajamno približavaju ili sudaraju (slika 2). Erupcija počinje naglo, dostiže maksimum za nekoliko minuta, a završava se za menje od jednog sata. Posle erupcije se izmeni struktura magnetnog polja.

6

Slika 2. Šematski prikaz erupcija Mehanizam nastanka erupcija je dosta složen, on je najverovatnije u vezi sa strujnim tokovima neposredno ispod fotosfere. Takvi tokovi menjaju magnetno polje i u atmosferi Sunca. Ova kretanja zahvataju i liniju nultog polja, oko koje se vrši preraspodela magnetnih flukseva. Zbog njihove promene, indukuje se električno polje, koje stvara struju duž linije nultog polja u tankom plazmenom sloju. U njemu se skuplja energija magnetnog polja. Ova struja zagreva plazmu. U početnoj fazi zagrevanje je malo, s obzirom da je plazma dobar provodnik električne struje. Pošto se sloj, zbog Džulove toplote širi i razređuje, električni otpor sredine raste, tako da i zagrevanje plazme postaje intenzivnije, a time se razvija turbulentnost i dolazi do razaranja sloja. To je praćeno oslobađanjem velike energije magnetnog polja, u ovom sloju. Izvršava se transformacija energije magnetnog polja u kinetičku energiju čestica (tj. toplote) i energije zračenja. Kod eksplozije dolazi do lokalnog zagrevanja plazme do temperature od 107 do 108 K. Oslobođenu energiju (1023 - 1026 J) odnosi zračenje kao i čestice raznih energija.

2.2. Korona Korona (kruna), predstavlja spoljašnji deo Sunčeve atmosfere. To je najtopliji i najređi sloj atmosfere Sunca. Korona se prostire do nekoliko Sunčevih poluprečnika, iako se njena gornja granica ne može tačno odrediti, zbog toga što se preko Sunčevog vetra, ona prenosi u međuplanetarni prostor. Dimenzije i oblik korone, kao i procesi koji se odvijaju u njoj, zavise od magnetne aktivnosti na Suncu. U vreme minimuma aktivnosti ona je iznad polova sabijena, dok je duž ekvatora izdužena. U periodu maksimuma Sunčeve aktivnosti, korona skoro simetrično okružuje čitavo Sunca. Temperatura korone dostiže maksimum od oko 2 miliona stepeni, na visini prbližno 1/10 poluprečnika Sunca od fotosfere. Posle toga ona postepeno opada. Masa korona nije veća od 5·1014 kg. U spektralnom pogledu, korona se deli na tri komponente: E, K i F. 7

Svetlost E - korone, ili emisijne korone, se sastoji iz stotina svetlih linija. U optičkom delu su sjajne: zelena linija Fe13+ (λ ≈ 530,3 nm), crvena linija Fe9+, žuta linija Ca14+, druga crvena linija N14+ itd. E - korona emituje i linije u ultraljubičastom i rendgenskom delu spektra. Višestruka jonizacija atoma u koroni posledica je njihovog sudara sa slobodnim elektronima. Prema Ajnštajnovoj formuli za fotoelektrični efekat (1) može da se odredi temperatura korone koja je potrebna za višestruku jonizaciju spomenutih atoma: hν = χ n +

mv 2 2

(1)

Gde je hν energija jonizujućeg fotona, (h = 6,62·10-34 Js - Plankova konstanta); χn - izlazni rad elektrona; mv2/2 - kinetička energija oslobođenog elektrona. Frekvencija: ν=

c

λ

(2)

Gde je c - brzina svetlosti; λ - talasna dužina. Uz pretpostavku da je kinetička energija oslobođenog elektrona jednaka nuli, može se izračunati jonizacioni potencijal npr Fe13+ i on iznosi oko 325 eV. Iz jednakosti jonizacionog potencijala i energiji čestice (3) dobija se vrednost kinetičke temparatura oko 2,5·106 К. χ=

3kT 2

(3)

K - korona se sastoji od rasejane svetlosti fotosfere na slobodnim elektronima čija je brzina zbog ogromne temperature korone toliko velika da se Freunhoferove linije zbog Doplerovog efekta toliko prošire da se ne mogu uočiti, tako da je spekar kontuiran i bez apsorpcionih linija. Svetlost F - korone se sastoji od fotosferskog kontuiranog zračenja. Nastaje reflekcijom i rasejavanjem na česticama međuplanetarne prašine. K i F korona predstavljaju belu koronu, jer u njoj dominira kontuirani spektar. Zbog visoke temperature, korona je jak izvor rendgenskog, radio i UV zračenja. Ukoroni se mogu uočiti različite forme aktivnosti Sunca: bleskovi, lukovi, perjanice, erupcije, itd.

2.2.1. Koronarne šupljine To su oblasti u koroni sa nižom temperaturom (do 0.8·106 K) i anomalnom niskom masenom gustinom. Radi se o stabilnim formacijama, koje ponekad zahvataju i 20% korone. Traju i po nekoliko Sunčevih rotacija, karakteriše ih smanjeni sjaj u rendgenskoj i UV oblasti zračenja. Koronine šupljine nastaju u oblastima gde magnetna polja imaju unipolarni 8

karakter i približno radijalan pravac, tako da formiraju ''otvorene'' konfiguracije. Iz koroninih šupljina intenzivno se emituje Sunčev vetar.

2.2.2. Protuberance Protuberance su naspektakularnije forme Sunčeve aktivnosti. One predstavljaju trakasta sjajna zgušnjenja u koroni. To su hladnije (Т≈104 К) gušće formacije u razređenoj i toplijoj koroni (Т≈106 К). Zbog veće gustine protuberance su sjajnije od okolne korone. U spektrima protuberanci se mogu uočiti emisione linije vodonika, helijuma, jonizovanog kalcijuma i nekih drugih metala. Veliku nehomogenost plazma protuberanci ispoljava i u pogledu koncentracije čestica, koja se kreće od 1016 do 1019 m-3. Pri projekciji na Sunčev disk, protuberance se vide kao filamenti. To su tamne, savijene trake složene strukture, koje se uočavaju u svetlosti linija vodonika i jonizovanog kalcijuma. Prema stepenu dinamičke aktivnosti, protuberance se dele na mirne i aktivne. Većina protuberanci spada u mirne koji traju od jednog dana do nekoliko meseci. Mirne protuberance se dele na one koje se nalaze ispod 40-45o heligrafske širine i na one iznad, poznate kao polarne, koje često grade tzv. vence polarnih protuberanci. Temperatura gasa u mirnim protuberancama niža je od temperature okoline i najčešće je između 6000 i 8000 K, što je i razlog da se tretiraju kao hladne. Gustina protuberance je veća od gustine okoline. Bez obzira na ovakve nehomogenosti u sistemu korona-protuberanca, ipak je prisutna relativna stabilnost. To je moguće kada je pritisak koji je u protuberanci, jednaki pritisku u okolnoj koroni. Pritisak u idealnom gasu je opisan relacijom: p=

NkT V

(4)

gde je P - pritisak; N - koncentracija čestica; k-Bolcmanova konstanta; V- zapremina; T - temperatura. Gasna plazma u protuberanci ne može se tretirati kao idealan gas, ali ipak je i kod nje pritisak proporcionalan proizvodu gustine i temperature. Aktivne protuberance su manjih dimenzija od mirnih protuberanca. Manji deo aktivnih protuberanca nastaje kao rezultat podizanja hromosferskih masa na više, a veći deo nastaje sa kondenzacijom u koroni i spuštanjem niže u hromosferu. U zoni pega pojavljuju se eruptivne (eksplozivne) protuberance, koje dostižu velike visine. U početku formiranja mogu da podsećaju na mirne protuberance, zatim delovi protuberace počinju da se podižu, tako da dostižu brzine od nekoliko stotina km/s. U bleskovima i eksplozijama dolazi do izbacivanja koronine mase u međuplanetarni prostor. Oblak se ''izbacuje'' kroz koronu brzinom od

9

nekoliko stotina do 1600 km/s, a ukupna izbačena masa je i po 20 milijardi tona.

3. Sunčev vetar Zagrejani elektroni u koroni imaju brzine koji su veći od druge kosmične brzine (617.7 km/s), i neki napuštaju koronu i idu u međuplanetarni prostor. Njihovom potpunom oticanju suprotstavlja se pozitivno naelektrisanje koje ostaje u koroni. Neprekidno oticanje Sunčeve plazme, koja se kreće približno radijalno i ide do rastojanja od 100 astronomskih jedinica, zove se Sunčev vetar. Na visokim temperaturama u koroni, pritisak gornjih slojeva ne može da uravnoteži gasni pritisak koronine plazme, kao posledica toga, ona se širi. Zbog gradijenta pritiska, odnosno smanjenja gustine sa udaljavanjem od Sunca, kao i zbog konstantnosti gustine kinetične energije (5), čestice Sunčevog vetra, savlađujući gravitacionu silu Sunca, postepeno ubrzavaju. ρ ⋅ v2 = const 2

(5)

Gde je ρ - masena gustina supstance Do ubrzanja dolazi zbog visoke temperature korone i energetskog procesa koji još nije razjašnjen. S obzirom na brzinu kretanja, strujanja Sunčevog vetra mogu biti spora, sa brzinama do 300 km/s i brza sa brzinama 600-700 km/s. U tabeli 1. date su srednje vrednosti nekih parametara Sunčevog vetra na rastojanju od jedne astronomske jedinice od Sunca. Tabela 1. Parametri Sunčevog vetra Brzina 400 km/s Koncentracija protona 6·106 m-3 Temperatura protona 5·104 K Temperatura elektrona 1,5·105 K Intenzitet magnetnog polja 5·10-9 T Svake sekunde, preko Sunčevog vetra, u međuplanetaran prostor ''isteče'' masa od (108 – 109) kg. Da nema spikula, koje dopunjuju masu korone, zbog strujanja solarnog vetra, ovaj sloj atmosfere Sunca bio bi ''razvejan'' za 3-4 dana. Osim osnovnih komponenata protona i elektrona, u sastav Sunčevog vetra ulaze i druge čestice (H, 4He, О, 3He, Ne, Si, Fe, Ar) kojih ima u malim količinama.

10

S obzirom na smrznutost magnetnog polja2 u plazmi, Sunčev vetar, koji se širi kroz međuplanetarni prostor, sa sobom nosi i rasteže linije magnetnog polja, stvarajući na taj način međuplanetarno magnetno polje. Polje je malog intenziteta i njegova energija je oko 1% kinetične energije čestica Sunčevog vetra. Ipak, ovo polje ima važnu ulogu u termodinamici Sunčevog vetra i dinamici njegove interakcije sa drugim telima Sunčevog sistema. Zbog dejstva magnetnog dela Lorencove sile (6), čestice Sunčevog vetra vrše ciklotronsku rotaciju i kruću se po zavojnicama duž linija sile magnetnog polja B.    Fα = qα vα × B

(6)

Gde je qα - naelektrisanje čestica; vα - brzina čestica Međuplanetarno magnetno polje se suprotstavlja kretanju naelektrisanjih čestica normalno na linije polja. Međutim, u toku ciklotronskog obrtanja, čestice, ipak, polako klize sa jedne vodeće magnetne linije sile na drugu. Pri radijalnom kretanju plazme Sunčevog vetra, njegove čestice se za vreme t udalje od Sunca do rastojanja: r = v⋅t (7) v Gde je - srednja brzina radijalnog kretanja brzih čestica. Za ovo vreme Sunce se okrene za ugao: ϕ =ω ⋅ t (8) ω Gde je - srednja ugaona brzina rotacije Sunca. Iz (7) i (8) se dobija (9) da, u sistemu koordinata vezanih za Sunce, trajektorije čestica Sunčevog vetra imaju formu Arhimedovih spirala, sa centrom u oblasti korone, odakle odlaze ove čestice. r=

v ⋅ϕ

ω

(9)

Krivina spiralnih linija solarnog vetra određena je sa radijalnom brzinom isticanja čestica iz korone. Ove čestice povlače sa sobom i neprekidne linije magnetnog polja. Zbog toga međuplanetarno magnetno polje, koje se širi od Sunca, ima linije sila koje su spiralnog oblika. Područje širenja Sunčevog vetra i međuplanetarnog magnetnog polja, zove se heliosfera. Procenjuje se da je granica heliosfere na 100-200 astronomskih jedinica od Sunca.

2

Kod elektroprovodnih fluida važi teorema o smrznutosti magnetnog polja (tzv. Alfvenova teorema): Dva delića provodnika, koja su u jednom trenutku vremena bila na jednoj istoj magnetnoj liniji sile, biće na jednoj istoj liniji sile i u svakom drugom trenutku. Posledica ove teoreme je da kretanje plazme normalno na magnetne linije sile dovodi do ''povlačenja'' linija u smeru kretanja plazme. Sa druge strane, plazma se slobodno kreće duž magnetnih linija sila.

11

Literatura: 1. Dragan Gajić, Fizika Sunca, DIGP ''Prosveta'' Niš. 2005. godina 2. M. Vukičević-Karabin, O. Atanacković-Vukmanović, Opšta astrofizika, zavod za udžbenike i nastavna sredstva Beograd, 2004. 3. www.astronomija.co.rs 4. Encyclopedia of the Solar System, second editio, Edited by: Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman and Torrence V. Johnson, 2007. Elsevler Inc.

12