Wikipedija

Sunce

Sunce(astronomski simbol:☉) jezvijezdau centru našegSunčevog sustava.Ona je bijelo usijana, gotovo savršenakugla(razlika izmeđuekvatorai pola je samo 10km) i sastoji se odplazmeisprepletene smagnetskim poljima.[1][2]Promjer mu je oko 1 392 000 km, što je za 109 puta više odZemljea masa oko 2 ∙ 1030kilograma,što je za 330 000 puta više odZemlje,a to je 99,86 % mase cijelog Sunčevog sustava.[3]Sunčev jeobujam1,3 milijuna puta veći od Zemljina. Prosječne jegustoće1 411 kg/m³ (oko 1/4 gustoće Zemlje). Većina poznatihkemijskih elemenataotkrivena 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,željezoi drugi. U središtu Sunca, gdje se nalazi izvor energije i gdje temperatura doseže 15 milijunakelvina,vodika je manje od helija.[4]

Sunce u prirodnoj boji, sjaja smanjenog jakim neutralnim filterom.
Sunce stvaraenergijunuklearnom fuzijom,pretvarajućivodikuhelij.Niz proton-protondominira u zvijezdama veličine Sunca ili manjim.

Premaspektralnoj klasi,Sunce spada u klasu G2V, te se još nazivažuti patuljak,zato što je najviše zrači u žutozelenom dijeluspektra.BojaSunčeve svjetlostije bijela, ali kada je na nebu nisko nad obzorom, ovisno o količini prašine u atmosferi i zbograspršenjasvjetlosti, 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 4 300 000 000 kg 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 magnitudamu 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 pojasui čestice prašine.[11][12]

Kako se cijelisvemirširi, tako se i Zemlja kreće s našomgalaktikomiliMliječnim putem,prema zviježđuVodena zmijai 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 krugnapravi za 230 milijuna godina. Ako se u obzir uzme kretanje naše galaktike i naše orbitiranje oko njenog centra, onda je rezultanta kretanja Sunca 370 km/s u smjeru zviježđaLaviPehar.[14]

Srednja udaljenost između Sunca i Zemlje je 149 600 000 km ili jednaastronomska jedinica(AJ), štosvjetlostprijeđe za 8 minuta i 19 sekundi.Energijakoju prenosiSunčeva svjetlost(Sunčeva konstanta) daje gotovo sav život na Zemlji, zahvaljujućifotosintezi,a ujedno pokrećevrijemeiklimuna Zemlji.[15]

Fizičke karakteristike

uredi
Sunčeve pjege.
Sunčeve pjegeu zadnjih 400 godina.
Sunčeva pjega uultraljubičastom zračenju,svemirska letjelicaTRACE.

Sunce je zvijezdaglavnog niza(pogledatiHertzsprung-Russellov dijagram),spektralnog tipaG2, 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.

U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija)vodikse pretvara uhelij.Svake sekunde u nuklearnim reakcijama sudjeluje 3,8 ∙ 1038protona(vodikovih jezgri). Oslobođena energija biva izračena sa Sunčeve površine u oblikuelektromagnetskog zračenjaineutrina,te manjim dijelom kaokinetičkaitoplinska energijačesticaSunčevog vjetrai energija Sunčevogmagnetskog polja.

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 iskrivljenjasilnicamagnetskog polja, erupcija plinova sa Sunčeve površine i stvaranjaSunčevih pjegaiprominencija(protuberanci). Ove pojave nazivamoSunčevom aktivnošću.

Budući da se Sunce sastoji od plazme, ekvator se okreće brže od polova. Ta se pojava nazivadiferencijalna rotacijai 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 vrtnjenagnuta je prema okomici naekliptikuza 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 (zlatomiuranijem), za što je vjerojatno zaslužna eksplozija neke bliskesupernove.[17]

Osnovni podaci:

Promjer 1 392 000km
Masa 1,9891 ∙ 1030kg
Prosječnagustoća 1 411kg/m3
Površinskatemperatura 5 778K
Vrijeme obilaska oko središtaGalaktike 2,2 ∙ 108godina

Maseni udjeli kemijskih elemenata:

Vodik 73,46 %
Helij 24,85 %
Kisik 0,77 %
Ugljik 0,29 %
Željezo 0,16 %
Neon 0,12 %
Dušik 0,09 %
Silicij 0,07 %
Magnezij 0,05 %
Sumpor 0,04 %

Sunčev ciklus

uredi
Podrobniji članak o temi:Sunčev ciklus
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 pjegabio 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 promjenebile uzrokovane ekstremno niskom Sunčevom aktivnošću.

Sastav Sunca

uredi
Prikaz strukture Sunca:
1.Sunčeva jezgra
2. Zonaradijacije
3. Zonakonvekcije
4.Fotosfera
5.Kromosfera
6.Korona
7.Sunčeve pjege
8. Granule
9.Prominencije
Prikaz unutrašnjosti Sunca (lijevo) icrvenog diva(desno), gdje se vidi zona konvekcije. Na vanjskoj površini zvijezda se vide granule.
Prominencijau Sunčevojkromosferi.Snimka u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana žuto-narančasto.
Sunčeva bakljau Sunčevojkromosferi.Snimka uH-alfapodručju, lažno obojana u narančasto.
Spikule,vidljive kao tamne cijevi. SnimioŠvedski solarni teleskop16. lipnja 2003 u H-alfa području. Lažno obojano narančasto.
Lukovikoronalnog izbacivanja masese dižu iznad aktivnih područja na Suncu. Snimka sonde STEREO B u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana u narančasto.
Pomrčina Sunca11. 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 počinjeatmosferauzima 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.

Jezgra

uredi
Podrobniji članak o temi:Sunčeva jezgra

Do četvrtinepolumjeraSunca prostire se jezgra, područje visoke temperature, oko 15,6 milijunaKitlaka1016Pa.U takvim uvjetima odvija senuklearna fuzijavodikauhelij.Spajanjem 4protona(jezgre atomavodika) nastaje jedna jezgra atoma helija (2protonai 2neutrona), pri čemu se oslobađajusubatomske čestice(neutrino) i energija u oblikugama zračenja.

Oko 3,6 ∙ 1038protona(jezgrevodika) se svakesekundepretvara u jezgrehelija,oslobađajući masu i energiju (ekvivalencija mase i energije) od 4 300 000 000kgu sekundi ili 3,8 ∙ 1026W.[18]

Izračunatagustoća snagefuzije 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 svutoplinukoja 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 dofotosferei izađe usvemirkaoSunčeva svjetlostilikinetička 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 procesadalo je proučavanjeneutrinakao sporednih proizvoda termonuklearnih reakcija, koji gotovobrzinom svjetlostipristižu doZemljeizravno iz Sunčeva središta.

Zona zračenja

uredi

Iznad jezgre se nalazi zonazračenja,otprilike od 25 % do 70 % Sunčevogpolumjeraod centra. U toj zoni nije dovoljna temperatura da se stvori nuklearna fuzija, pa se toplina prenosizračenjemprema 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.Energijase prenosi zračenjemionavodikaihelija,koji emitirajufotonekoji vrlo brzo prijeđu tu udaljenost do vanjskog dijela zone zračenja, gdjefotonepreuzmu drugi ioni u zonikonvekcije.Gustoćase mijenja od 20 g/cm3do samo 0,2 g/cm3na vrhu tog sloja.[20]

Zona konvekcije

uredi

Iznad zone zračenja se nalazi zonakonvekcije,od oko 70 % Sunčevogpolumjerado fotosfere, što je otprilike 200 000km.U tom slojuplazmanije 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 kaogranulei 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 prostiruakustičkivalovi, slično kao što se Zemljinom unutrašnjosti širepotresnivalovi.Valovise 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.

Fotosfera

uredi
Podrobniji članak o temi:Fotosfera

Prividnu površinu Sunca nazivamo još ifotosferom.Ovdje se temperature kreću oko 5 777K,što za posljedicu ima površinu koja je bijelo usijana. Vrućiplinizvire iz unutrašnjosti na površinu, zbog čega nam se čini da površina ima granulastu (zrnatu) strukturu. Granule supromjeraoko 1 000km,u stalnom su pokretu (poputvrenjavode), a vrijeme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekad nastaju takozvane supergranule promjera 30 000 km koje traju i do 24 sata. UspektruSunca prevladavajuinfracrvenoi vidljivozračenjekoje je nepromjenjive jakosti.Ultraljubičastoirendgensko zračenjese 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 ciklusaaktivnosti polje je slabo i ima oblikdipola.Zbog diferencijalne rotacije polje se deformira i silnice se u bliziniekvatoraizdužuju; polje se razvija u niz petlji. Na prodoru petlji iz fotosfere javljaju se skupine pjega.

Kromosfera

uredi
Podrobniji članak o temi:Kromosfera

Kromosferaje niži sloj Sunčeve atmosfere: proteže se iznad fotosfere do visine oko 2 000 km. 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 linijevodika i zato je crveno-ružičaste boje, ali puno slabijeg sjaja od fotosfere, te se zbog toga može vidjeti samo za vrijemepotpune pomrčine Suncana rubu Sunčevog diska, ili korištenjem posebnih filtera koji propuštaju samo svjetlost uH-alfapodručju. 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 000kmiznad fotosfere, kroz kromosferu i koronu. Gušće su od okolne tvari i dostižu temperaturu oko 20 000 K. Njihovioniziraniplinpodržavan 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 9 000 km. Spikule nisu razmještene po cijelom Suncu, već su stiješnjene na rubovima supergranula.

Korona

uredi
Podrobniji članak o temi:Korona

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 djelovanjaSunčevog magnetskog polja naplazmuu 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 poekvatorijalnomdijelu, skoronalnim šupljinamana 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

uredi
Podrobniji članak o temi:Sunčev vjetar

Sunčev vjetarilisolarni vjetarje struja čestica izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva Sunčeve atmosfere, uglavnomelektronaiprotona.Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo beznačajan i gustoća Sunčevog vjetra mala, čestice se kreću velikimbrzinamaizazivajući vidljive učinke na tijelima uSunčevom sustavu.Poznatiji učinci Sunčevog vjetra supolarna svjetlosti usmjeravanje plinskog repa kometa suprotno od Sunca.

U blizini Zemlje,Zemljino magnetsko poljezarobljava 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 Australisna 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).

Kometise 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.

Magnetsko polje

uredi

Sunce jemagnetskiaktivnazvijezda.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 pjegena 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]

Životni ciklus

uredi
Veličina Sunca (žuta kuglica) u usporedbi scrvenim divomkakav 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 segustoćapočela 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 Suncezračiza trećinu više nego što je zračilo u početku, a porast se nastavlja, pa se smatra da ćeZemljapostati nenastanjiva za manje od milijardu godina.

Sunčeva svjetlost

uredi
Podrobniji članak o temi:Sunčeva svjetlost

Sunčeva svjetlostje prvenstveni izvor energije za Zemlju.Sunčeva konstantaje snaga koju Sunce prenese naZemljinu atmosferupo jedinici površine. Ona iznosi 1 368 W/m2u gornjim slojevimaZemljine atmosfere,dok na direktno osunčanoj Zemljinoj površini uzenituiznosi oko 1 000 W/m2jer ga oslabiatmosfera.[23]

Izvori

uredi
  1. ↑How Round is the Sun?.NASA. 2. listopada 2008. Inačicaizvorne stranicearhivirana 13. svibnja 2011.Pristupljeno 7. ožujka 2011.
  2. ↑First Ever STEREO Images of the Entire Sun.NASA. 6. veljače 2011. Inačicaizvorne stranicearhivirana 16. travnja 2011.Pristupljeno 7. ožujka 2011.
  3. ↑ Woolfson, M. 2000. The origin and evolution of the solar system.Astronomy & Geophysics.41(1): 1.12.doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
  4. ↑Sunce,[1]"Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2015.
  5. ↑Sun.World Book.NASA. Inačicaizvorne stranicearhivirana 17. veljače 2005.Pristupljeno 31. listopada 2009.
  6. ↑Wilk, S. R. 2009.The Yellow Sun Paradox.Optics & Photonics News:12–13. Inačicaizvorne stranicearhivirana 18. lipnja 2012.Pristupljeno 26. ožujka 2011.
  7. ↑ Than, K. 2006.Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single.Space.com.Pristupljeno 1. kolovoza 2007.
  8. ↑ 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
  9. ↑Burton, W. B. 1986.Stellar parameters(PDF).Space Science Reviews.43(3–4): 244–250.doi:10.1007/BF00190626|url-status=deadzahtijeva|archive-url=(pomoć)
  10. ↑ 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
  11. ↑A Star with two North Poles.Science @ NASA.NASA. 22. travnja 2003. Inačicaizvorne stranicearhivirana 18. srpnja 2009.Pristupljeno 26. ožujka 2011.
  12. ↑Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. 2002.Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations(PDF).Journal of Geophysical Research.107(A7): SSH 8–1.Bibcode:2002JGRA..107.1136R.doi:10.1029/2001JA000299.CiteID 1136. Inačicaizvorne stranice(PDF)arhivirana 14. kolovoza 2009.Pristupljeno 26. ožujka 2011.
  13. ↑Adams, F. C.; Laughlin, G.; Graves, G. J. M. 2004.Red Dwarfs and the End of the Main Sequence(PDF).Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica.22:46–49.Bibcode:2004RMxAC..22...46A.Inačicaizvorne stranice(PDF)arhivirana 26. srpnja 2011.Pristupljeno 26. ožujka 2011.
  14. ↑ Kogut, A. 1993. Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps.Astrophysical Journal.419:1.Bibcode:1993ApJ...419....1K.doi:10.1086/173453
  15. ↑ Simon, A. 2001.The Real Science Behind the X-Files: Microbes, meteorites, and mutants.Simon & Schuster. str. 25–27.ISBN0684856182
  16. ↑Phillips, Kenneth J. H. 1995.Guide to the Sun.Cambridge University Press. str. 78–79.ISBN9780521397889
  17. ↑ Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. 1977.Are supernovae sources of presolar grains?.Nature.270(5639): 700–701.doi:10.1038/270700a0
  18. ↑Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun.Inačicaizvorne stranicearhivirana 29. studenoga 2001.Pristupljeno 26. ožujka 2011.journal zahtijeva|journal=(pomoć)
  19. ↑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)
  20. ↑ed. by Andrew M. Soward... 2005. The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo.Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002.CRC Press. Boca Raton. str. 193–235.ISBN9780849333552CS1 održavanje: dodatni tekst: authors list (link)
  21. ↑ Willson, R. C.; Hudson, H. S. 1991. The Sun's luminosity over a complete solar cycle.Nature.351(6321): 42–4.doi:10.1038/351042a0
  22. ↑ Goldsmith, D.; Owen, T. 2001.The search for life in the universe.University Science Books. str. 96.ISBN9781891389160
  23. ↑Phillips, Kenneth J. H. 1995.Guide to the Sun.Cambridge University Press. str. 319–321.ISBN9780521397889

Vanjske poveznice

uredi
Logotip Zajedničkog poslužitelja
 Zajednički poslužiteljima još gradiva o temiSunce
Dobavljeno iz "https://hr.wikipedia.org/w/index.php?title=Sunce&oldid=6908844"