Sunčeva korona

Piše: Vojislav Gledić

Sadašnja opšta pošast, koja je zahvatila čitav savremeni svijet u oblku virusa korona, dovela nas je do strogih mjera izolacije i karantina. Tragične posljedice ove pandemije ispoljavaju se, prema najnovijim podacima, u oko tri miliona inficiranih u svijetu i oko 206 hiljada preminulih ljudi. Naziv zloćudnog virusa korona (ili stručno označen kao KOVID-19) postao je naša stalna i sumorna svakodevnica. Malo je, međutim, poznato da i naše sjajno Sunce, izvor postojanja života na Zemlji, ima sopstvenu koronu kao neodvojivi dio spoljašnje atmosfere. Stoga je korisno da se ovdje ukratko bliže upoznamo sa Suncem, pri čemu se treba posebno osvrnuti na njegovu koronu.

Sunce je nama najbliža zvijezda i predstavlja središte sistema svih nebeskih tijela koja su gravitacijom povezana sa njime. Sunčev sistem je zapravo lokalno područje u vasioni gdje je Sunčeva sila teže veća od gravitacionih sila drugih zvijezda u Galaksiji. Nebeska tijela koja pripadaju Sunčev sistem, kao cjelinu, sačinjavaju: planete, njihovi prirodni sateliti i mala tijela u koja spadaju: asteroidi, komete, meteoridi, objekti u Kojperovom pojasu i međuplanetarna prašina. Ovaj sistem sadrži osam planeta, tri patuljaste planete, više od 150 njihovih prirodnih satelita, kao i ogromno mnoštvo manjih i sitnih tijela.
Sunce se nalazi u jednoj od stotinu milijadi galaksija, koja se još naziva i Mliječni put (kao i Kumova slama). Ova naša Galaksija ima preko 200 milijardi zvijezda (i drugih kosmičkih objekata raznih veličina i strukture) čiji prečnik iznosi oko 100 hiljada svjetlosnih godina. Sunce je, inače, smješteno u ekvatorskoj ravni Mliječnog puta, a udaljeno je oko 26 000 svjetlosnih godina od Galaktičkog središta, pri čemu jedan puni obrt obavi za 230 miliona godina brzinom od 230 km/s. Pored tog kružnog kretanja, ono se linearno pomjera brzinom od 20 km/s u smjeru zvijezde Vege u savježđu Lira (ova tačka se naziva Sunčev apeks). Treba još naglasiti da se Sunce, zajedno sa svim članovima svog sistema nalazi u jednom od krakova naše Galaksije, dakle izvan njenog centralnog dijela.

Sunce je, inače, tri puta ,,mlađe“ od nastanka vasione kao cjeline, odnosno ono je nastalo prije oko 4,6 milijardi godina, što znači da ne pripada prvoj generaciji zvijezda nakon Velikog praska (koji se desio prije 13-14 milijardi godina) kada je nastala čitava vasiona. Sunce pripada drugoj ili, što je vjerovatnije , trećoj zvjezdanoj generaciji, a postalo je skupljanjem međuzvjezdane materije, čija gustina se mijenjala tokom vremena. Ona se, naime, počela povećavati vjerovatno kada su se pojavili udarni talasi jedne bliske supernove zvijezde.

O tome svjedoči prisutnost složenih atomskih jezgara u Suncu i planetama, koja nisu mogla nastati uobičajenim nuklearnim procesima u zvijezdi Sunčevog tipa. Za takav proces je potrebna znatno veća masa nego što je posjeduje centralno tijelo našeg sistema, kao i burne rekcije koje nastaju prilikom nastanka supernove zvijezde.
Prema savremenom naučnom saznanju, postanak i razvoj planetarnog sistema odvijao se u nekoliko etapa. Najprije se prvobitni veliki međuzvjezdani oblak sažeo i pritom se razbio na manje djelove, pri čemu se ta faza naziva periodom fragmentacije. Iz materije sadržane u jednom od fragmenta toga prvobitnog oblaka oblikovala se Sunčeva pramaglina kao rotirajući disk u kome je potom došlo do promjene količine kretanja, da bi se zatim pojavili pogodni uslovi za formiranje malih kompaktnih tijela. Nakon toga se postepeno stvaraju i formiraju veće konglomeracije u obliku Sunca i planeta. U zavisnosti od materijala od koga su nastale, planete i njihovi veći sateliti prolazili su kroz nekoliko specifičnih kosmogonijskih razvojnih etapa.
Sadašnje stanje tijela u našem planetarnom sistemu je posljedica načina nastanka i razvoja koji je uslijedio nakon postanka prvih ovdaših kosmičkih objekata. Zračenje Sunca se vremenom mijenjalo, jer se ono zapravo stalno povećavalo, tako da je isijavalo sve veće količine energije. Ono, na primjer, sada isijava za trećinu više energije nego što je zračilo u početku. Ovakav proces povećavanja će se nastaviti, zbog čega će Zemlja u budućnosti postati potpuno pusta (nenastanjiva) za manje od milijardu godina. I na kraju, poslije 4 do 5 milijardi godina, Sunce će umnogome povećati zapreminu i postati crvena džinovska zvijezda (tako da će se u njenoj j unutrašnjosti naći Merkur, Venera i Zemlja). Potom će se Sunce pretvoriti u malu tamnu zvijezdu i na kraju u crnog patuljka.
Sunce je udljeno od Zemlje oko 150 miliona kilometra. Ono je žuta prosječna zvijezda u oblika lopte sa prečnikom od oko milion i 400 hiljada klometara (odnosno ima 109 Zemljinih prečnika). Sunčev zapremina je čak 1,3 miliona puta veći od Zemljinog volumena. Po svojoj masi je 750 puta masivnije od svih planeta zajedno, a 333 000 puta ima veću masu od Zemlje. Njegova prosječna gustina iznosi oko 1/4 gustine Zemlje. Ono isijava ogromnu snagu u okolni kosmički prostor, pri čemu temperatura njegovog spoljašnjeg sloja atmosfere (fotosfere) iznosi 5 770° Kelvinovih stepeni. Sastoji se od jonizinovanoga gasa, pri čemu sadrži većinu poznatih elemenata od kojih se sastoji i naša Zemlja .Posebno treba navesti podatak da je element helijum najprije otkriven na Suncu, pa potom na Zemlji.

Naime, godine 1868. Norman Lokjer (1836–1920) otkrio je na Suncu element helijum, koji je do tada bio nepoznat. Taj isti element pronađen je na Zemlji nešto kasnije, odnosno 1895. godine. Dva elementa su najobilnije zastupljena u Sunčevoj hemijskoj strukturi po masi, i to vodonik 74% i helijum 24% , dok preostalih 2% otpada na sve ostale elemente. U središtu Sunca, gdje se nalazi izvor energije i gdje temperatura iznosi oko 15 miliona Kelvinovih stepeni, vodonika ima manje nego helijuma.
Sunce se obrće oko svoje ose tako da mu je rotacija različita u zavisnosti od udaljenosti slojeva od ekvatorske ravni. Period obrtanja na ekvatoru iznosi 25 dana (pri čemu je tu linearna brzina oko 2 km/s), dok se period obrtanja u polarnim oblastima povećava do 36 dana.

Osa rotacije nije uspravna u odnosu na ravan putanje nego je nagnuta prema vertikali za ugao od 7,2°. Zbog toga nagiba Sunčeva lopta se ne vidi sa Zemlje stalno u istoj projekciji. Zbog godišnjeg okretanja Zemlje oko Sunca, vidljivi period rotacije ekvatora ne iznosi 25 nego 27 dana (koji se naziva sinodički period rotacije). U tom periodu Sunčeva aktivnost ispoljava periodične promjene uticaja na Zemlju i pojave u njenoj atmosferi.
Sunče je izvor kolosalne oličine energije, od koje samo jedan neznatan dio pristiže do Zemlje. Njegova energije nastaje procesom nuklerne reakcije fuzije (spajanja) elementarnih čestica dva protona vodonikovih jezgara u novo jezgro atoma helijuma, pri čemu se javlja tzv. defekt mase. Stalnim procesom lančane reakcije fuzije svake sekunde se oko 3 tone mase pretvara u energiju zračenja koja se potom emituje u okolni prostor. Tako dobijena energija se iz središta prenosi najprije zračenjem (to je radijativna zona), a zatim dalje prema površini procesom miješanja (to je konvektivna zona). Kao odraz takvog načina transmisije javljaju se fenomeni u obliku specifičnih zrnaca (nazvanih granule) koja se vide u dubljim slojevima Sunčeve sponjašnjosti (fotosfere). Inače, zračenje od izvora u centru do fotosfere, usljed interakcija, stiže za vrijeme od nekoliko miliona godina!
Sunčeva spoljašnjost, njegov ivični dio u obliku atmosfere (inače vidljive sa Zemlje) ima nekoliko slojeva koji se postepeno, u kontinuitetu, nadovezuju. Prvi, najniži sloj iz kojega Sunčevo zračenje pristiže do nas jeste fotosfera (sfera svjetlosti), debljine nekoliko stotina kilometara. U fotosferi se nalaze Sunčeve pjege (makule) koje imaju period ponavljanja od oko 11 godina. Zatim se pojavljuju baklje (fakule), granule i supergranule. Sunčeve pjege, koje imaju i do 1 500° K manju temperaturu od okolne fotosfere, posljedica su specifične evolucije Sunčevog magnetskog polja. Ono je proizvedeno neprekidnim strujanjima Sunčeve plazme ispod fotosfere. Polje nije konstantno, već se stalno razvija i mijenja oblike ispoljavanja. Zbog različite rotacije, polje se deformiše, pri čemu se linije sila u blizini ekvatora izdužuju, a polje se razvija u niz petlji. Na prodornim mjestima petlji iz fotosfere, javljaju se velike grupe pjega različitog oblika i veličine.
Dalje se iznad fotosfere nadovezuje hromosfera (obojena sfera) koja je visoka oko 2000 km, i ima manju temperaturu od fotosfere. Iz nje se javljaju bodlje (spikule), mali mlazevi gasa koji se uzdižu do visine od 7 000 do 9 000 km. Spikule nisu ravnomjerno raspoređene po cijelom Sunčevom disku, već su smještene ili, bolje rečeno, stiješnjene po ivicama supergranula. Iz hromosfere se uzdižu i posebne tvorevine, pojave nalik na oblake, koje se opažaju kao svijetle površine iznad oboda Sunčevog kruga, ili kao tamne mrlje (filamenti) kada se nalaze na Sunčevom disku. Veoma su različitih oblika i trajanja, od mirnih i stabilnih pa do eruptivnih tvorevina. Inače, njihov jonizovani gas potiskuje se silom magnetnog polja.
Sunčeva korona (koja na latinskom znači kruna ili vijenac) predstavlja najrjeđi i najviši dio Sunčeve atmosfere i označava prelaz Sunčeve materije u međuplanetarni prostor. Korona zapravo obuhvata poslednji, tj. spoljni dio Sunčeve atmosfere, ali i omotača ostalih zvijezda. Ona je u suštini plazma koja dostiže temperature više od nekoliko miliona stepeni za razliku od fotosfere (koja ima temperaturu od oko 6000 °S). Postepeno se spoljašnji djelovi korone lagano raspršavaju u okolni svemir, pri čemu ona neprekidno gubi masu u obliku tzv. Sunčevog vjetra. Sam oblik korone se neprestano mijenja, dok joj je sjaj oko milion puta slabiji od fotosfere zbog čega se može teže zapaziti.

Između hromosfere i korone nalazi se jedan tanki prelazni sloj u kome se temperatura naglo povećava od jednog do 10 miliona Kelvinih stepeni. Korona je, inače, vidljiva golim okom samo za vrijeme Sunčevih pomračenja. Treba posebno naglasiti da se u Sunce nikako ne smije gledati bez zaštitnih sredstava (filtera ili dobro zatamnjenih ili zagaravljenih stakala) jer je to izuzetno opasno za čovječje oči. I sama korona se, sa svoje strane, takođe dijeli, i to na tri vertikalno nadovezana sloja. Najniže područje, takozvana K-korona, razastire Sunčevu svjetlost, dok srednja E-korona emituje spektralne linije višestruko jonizovanih atoma, a u najvišoj, F-koroni, Sunčeva svjetlost se raspršuje po međuplanetnoj prašini.

Pomoću posebnog za tu namjenu konstruisanog instrumenta nazvanog koronograf, Sunčeva korona se može posmatrati i proučvati svakog vedrog dana. Koronograf je teleskopski dodatak čija je namjena da spriječi prolaz direktne svjetlosti centralne oblasti Sunca (i zvijezda), kako bi se mogla vidjeti okolna (rubna) oblast čija je svjetlost zaklonjena od odsjaja primarnog svjetlosnog područja. Koronograf je otkriven 1930. godine, a izumio ga je francuski astronom Bernard Liot. Ovaj instrument je konstruisan sa ciljem da se posmatra vreli gas sa korone koja je inače zaklonjena blještavom fotosferom. Prije otkrića i konstrukcije ovog instrumenta korona se, podvlačimo, mogla posmatrati jedino za vrijeme potpunih Sunčevih pomračenja, o kojima je potrebno dati, u produžetku, nekoliko važnih i zanimljivih objašnjenja.
Najsprektakularniju pojavu na nebu predstavljaju Sunčeva (i Mjesečeva) pomračenja koja su uvijek izazivala veliku pometnju među starim narodima, Stoga je tim pojavama poklanjana posebna pažnja, naročito u prvim civilizacijama. Praćenje i proučavanje periodičnosti javljanja ovih pojava pomno i brižljivo je praćeno tokom mnogih vjekova i milenijuma, čime je sakupljano pouzdano znanje koje se moglo i praktično koristiti. Predskazivanje ovih pojava je, naime, omgućavalo narodima, pod upravom mudrih i ikusnihj vladara, da se dobro pripreme prije nekog takvog neobičnog događaja jer se smatralo da je tada Sunce napadnuto od neke nebeske nemani. Borba Sunca sa opasnom nemani, sa ogromnim nebeskim Zmajem, koji je htio da ga proguta i time ujedno uništi i svijet kao cjelinu, predstavljao je događaj od životnog značaja za opstanak. Stoga se znanje o tim pojavama bržljivo porikupljalo, čuvalo i koristilo za praktične primjene.
Kada bi se Mjesečeva putanja poklapala sa ekliptikom (Sunčevom prividnom godišnjom putanjom na nebu) , onda bi često dolazilo do Sunčevog pomračenja. Naime, ona bi uvijek nastupala kada bi se Mjesec našao u istom smjeru doglednice prema Suncu. To znači, drugom riječima, da bi prilikom svakog mladog mjeseca nastupalo potpuno Sunčevo pomračenje jer bi tada Mjesečev disk prekrivao to sjajno nebesko tijelo. Treba napomenuti da Sunce i Mjesec kao nebeska tijela imaju gotovo isti prividni prečnik (od oko pola uglovnog stepena). U periodu kada se Mjesec nađe sa druge strane putanje, pozadi Zemlje, onda bi nastupala njegova pomračenja. U vrijeme punog mjeseca ili uštapa, Mjesec bi ulazio u Zemljinu sjenku pa bi tada nastupala njegova pomračenja.
Međutim, stalna pomrčenja ne nastupaju upravo zbog toga što je ravan Mjesečeve putanje nagnuta u odnsu na ekliptiku za nešto više od 5 uglovnih stepeni pa on prolazi ili iznad ili ispod područja gdje bi mogao zakloniti Sunce ili, sa suprotne strane putanje, ući u Zemljinu sjenku. Stoga pomračenja mogu nastupati samo kada se Mjesec nađe blizu svojih čvorova (tačaka presjeke Mjesečeve putanje i ekliptike), a to znači u dva vremenski dosta kratka perioda koja su odvojena u rasponu od pola godine. Poznavanje tih perioda, odnosno vremena nastupanja Mjesečevih i Sunčevih pomračlenja, predstavljao je veliki astronomski problem kojega su, ipak, stari pomatrači dosta dobro riješili.
Treba ovdje posebno naglasiti da se tokom godine mogu desiti najmanje dva, a najviše pet Sunčevih pomračenja. Međutim, sa Mjesečevim pomračenjima stvar stoji nešto drugačije, jer ima godina kada se ne desi nijedna ovakva astronomska pojava, a najviše ih se može tri dogoditi (što zavisi od posebnih okolnosti o kojima ovdje ne možemo govoriti). Inače, teorija Sunčevih i Mjeseevih pomračenja je veoama razvijena tako da se može svako od njih u tačnčine predvidjeti po svim elementima. Inače, taj račun je dosta složen, a i veoma uskospecijalistički jer zapravo za svaku tačku na Zemlji treba obaviti poseban račun uzimajući u obzir mnoge konkretne pojedinosti vezane sa kretanja Sunca, Mjeseca i Zemlje.
Sunčeva pomračenja mogu trajati najduže 7 minuta, ali obično se dužina njihovog trajanja kreće dva do tri minuta. Zapravo, postoje tri vrste Sunčevih pomračenja, i to potpuna (totalna), djelimična i prstenasta. U prvom slučaju, čitav Sunčev disk (kotur) biva zaklonjen Mjesečevim krugom, u drugom slučaju prekriven je samo dio njegove površine, a u trećem Mjesečev kotur prekriva jedan unutrašnji kružni dio pozadinske Sunčeve površine tako da se javlja velika tamna površina koja prekriva centralnu površinu njegovog svijetlog kruga. Sve ove tri pojave nastaju kao posljedica činjenice na kojoj udaljenosti od Zemlje se Mjesec nalazi u vrijeme pomračenja, kao i od veličine njegovog prividnog diska (prečnika). Sve to treba imati u vidu kada se razmatra pitanje Sunčevih pomračenja koja se, inače, mogu proračunati sa velikom preciznošću koja doseže čak i do desetih djelova jedne sekunde.
Sunčevo pomračenje uvijek počinje tako što se na zapadnom (desnom) Sunčevom rubu (ivici) postepeno pojavljuje tamna udubljina koja se postepeno proširuje i prelazi ka istočnom dijelu tog nebeskog tijela. Kada tamna kružna površina, koja prekriva Sunčevu sjajnu pozadinu, pokrije čitav Sunčev disk, nastaje potpuno pomračenje. Tokom čitavog prethodnog vremena, sve dok je i najmanji dio Sunčeve površine ostao neprekriven Mjesečevim koturom, gotovo se i ne primjećuje nastanak zatamnjenja. Ali kada ono nastupi, kada bi Mjesečev disk prekrio čitavu Sunčevu površinu, dan bi se pretvorio u sumrak pa potom nastaju veoma zanimljive i neobične pojave. Na nebu se vide najsjajnije zvijezde, životinje se naglo uznemire, pojavljuju se oko Sunca crvenkasti svijetli bljesci koji zapravo predstavljaju Sunčevu hromosferu, vide se pojedini svijetli pramenovi, odnosno tzv. protuberance, a blijeda i sedefasta korona se tada jasno izdvoja kao svjetlucavi prsten oko zatamnjenog Suncevog diska.
Nakon što bi Mjesec prešao preko (ispred) Sunca, odnosno čim se pojavi i najmanji svijetli srp sa desne strane, prestaje potpuno pomračenje i može se dalje gledati djelimično zatamnjenje koje teče tako što se sve veći dio svijetle Sunčeve površine pojavljuje kako Mjesec napreduje ka istočnom rubu pozadinskog tamnog diska. Ova nebična pojava može na Zemljinoj površini obuhvatiti sjenku u prečniku najviše do 260 kilometara ali je redovno znatno manja. Ona se stalno pomjera oko jedne linije koja se precizno može predvidjeti, dok posmatračima pruža izvanredno lijepu i jedinstvenu priliku da uživaju u spektakularnoj astronomskoj pojavi. Učestalost potpunih Sunčevih pomračenja je veoma rijetka pojava za uža Zemljina područja i za svaku pojedinačnu gačku se javlja jednom u više stoljeća. Na onovu ovih pojava, ako su ostale zabilježene u starim hronikama, moguće je tačno odrediti vrijeme kada se neki istorijski događaj odigrao. Time nam ujedno astronomija omogućuje da se veoma precizno datiraju pojedini značajni istorijski događaji