i i “1367-Galicic-ONam” — 2010/7/27 — 14:08 — page 1 — #1 i i i i i i List za mlade matematike, fizike, astronome in računalnikarje ISSN 0351-6652 Letnik 26 (1998/1999) Številka 2 Strani 80–83 Mirjam Galičič: O NAM NAJBLIŽJI ZVEZDI – 1. del Ključne besede: astronomija, Osončje, Sonce, sončne pege, helioseiz- mologija, nevtrini, korona, Sončev veter, Sončev dinamo. Elektronska verzija: http://www.presek.si/26/1367-Galicic.pdf c© 1998 Društvo matematikov, fizikov in astronomov Slovenije c© 2010 DMFA – založništvo Vse pravice pridržane. Razmnoževanje ali reproduciranje celote ali posameznih delov brez poprejšnjega dovoljenja založnika ni dovo- ljeno. 180 o NAM NAJBLIŽJI ZVEZDI - 1. del A stronomija I Če ste ob naslovu pomislili na 4.2 svetlobnih let oddaljeno zvezdo et Cen (Alfa Kent avr a) , ste v zmot i! Nam zares najbližja zvezda je skoraj tristo tisočkrat bliže - to je naše Sonce. Sonce je ena izm ed povprečnih in na- vadnih zvezd , kakršnih je v Galaksiji na milijarde. Vendar pa je ključnega pomen a za Zemljane, saj je po srečnem naključju Zemlj a na ravno pravšnji oddaljenosti od Sončeve peči , da ugodna temperatura omogoča življenje na nj ej. Na kr atko in le opisno bomo predstavili nekaj poglavij sodobne solarne as t ro nomije , kakor pravimo delu astronomije, ki se uk varja s Son- cem. Mnogim, ki jih astronomija sicer zanima in privlači , se včasih zdi opazovanje našega Osončja manj zanimivo od na primer galaktične astro- nomije ali kozmologije. V resni ci pa je tudi solarna ast ro nomija še polna nerešenih in nadvse zanimivih vprašanj. Preden začnemo našt evati še nere šena vprašanja solarne astronomije, navedima nekaj podatkov in kratek fizikalni opi s pojavov, ki potekajo na Soncu in v njem . Sončeva m asa znaša 2 . 1030 kilogramov ali 333000 mas Zemlje. Ker je v astronomiji še mnogo t ako ali bolj masivnih objektov, se je zde la prav masa Sonca primerna enot a , tako da m ase drugih objektov skoraj vedno izražamo v masah Sonca (oznaka MG) ' Sončev polmer je 700000 kilo- metrov, t ore j lOg-krat večji od Zem ljinega . Povprečna gostota Sončeve snovi je 1.4 gicm", snov v sredici pa je več kot st okrat gost ejša . Tempe- ratura na Sončevi površini je 5800 K , v sami sredici pa dobrih petnajst milijonov K. Sonce je sest avljeno iz koncentričnih plasti , vendar pa pri zunanjih at mosferskih plast eh ne moremo več govoriti O pravilnih ob likah krogelne lupine. Centralni de l Sonca, sredico, v kateri se vodikavi atomi zlivajo v atome helija, obdaja področje , preko katerega se pri jedrskih re- akcijah nastala energija prenaša navzven s sevanjem. To področje, s tujko mu pravimo radiacijska cona, obdaj a konvekcijska plast . Sledi tanka fo- tosfera, le-to pa obdaja kromosfer a , ki že predstavlj a prvo atmosfersko plast. Zunanji del Sončeve atmosfere je korona, ki preh aja v medzvezdni prostor. Površino Sonca predstavlja zunanji rob fotosfere. Ta v resnici ni trdna , kot je to pri Zemlji, oziroma kot smo za površino t eles navaj eni . Sonce je v celot i plinasto, gostota plina je največja v središču, v smeri navz ven pa se manj ša . Tisto, čemur pravimo Sončeva površina, je le meja med ti . optično gost im in optično redkim plinom za vidno svetlobo. Skozi optično redek plin lahko vidimo, skozi optično gostega pa ne, zato se nam meja med ob em a zdi kot nekakšna trdna površin a . Ko gledamo sve- tlo Sončevo površino , gled amo fotosfero, čudovito Sončevo atmosfero pa lahko opazujemo med sončnimmrkom, ko svetlo Sončevo površino zakrije Luna (slika na III . strani ovitka). Astronomija Izvor Sončeve energije so že pred šestdese t imi let i po večini fizikalno pojasnili z jedrskimi reakcij ami. Nekaj kasneje so sledili še podrobni mo- deli o Sončevi notranjosti , ki so natančnej e opredelili temperaturo, go- stoto, t lak in 'kemijsko sest avo. Ker ljudje s kožo čutimo Sončevo "to- ploto" , smo namesto energija navaj eni reči kar to plota, medte m ko astro- nomi preučujejo celoten Sončev elekt romagnetni spekte r in zato govorijo -O energiji pri posameznih valovnih dolžinah. "Toplota" predstavlja ener- gijo , izsevan o pri infrardečih valovnih dolžinah , Sonce pa danes opazuj emo na širokem področju elekt romagnetnega spektra, od dolgih radijskih valov pa do kratkih rentgenskih žarkov in žarkov gama. Če biSončevo gorivo gore lo tako, kot smo navajeni , da gorijo v peči drva ali pr emog, bi namreč že zdav na j ugasnil o. 'Seveda ni čudno , če so prva ugibanj a o tem, kaj gori v "Sončevi peči" , kot možnost omenjala ravno to, kemijs-ko gorenje. Na osnovi te ideje se da oceniti , koliko časa bi lahko Sonce "gorelo" na tak način. Ta čas je bistveno manj ši od starost i najst ar ejših fosilov, najdenih na Zemlji , Zemlja pa mora biti mlajša ali kvečjemu približno tako stara kot je Sonce. Torej mora biti gorenje drugačno , mnogo bolj učinkovito . Pri jedrskih reakcijah se v skladu z znano Einsteinovo enačbo masa pretvarj a v energijo, vendar ne v celot i: pri vsaki reakciji se v energijo spremeni 7/10 odstotka mase sodelujočih jeder. Tako se v Soncu vsako sekundo pretvori v energijo štiri milijone to n snovi, kar se sliši veliko, vendar pa je celotna Sončeva masa še mnogo, mnogo večja: v pet milijardah let , koli- kor je Sonce staro, se je tako v energijo pretvorilo le nekaj desetin promila celotne Sončeve mase. Med zanimivimi pojavi, ki so povezani s Soncem, so najbolj znani t ist i, ki jih lahko opaz ujemo s prostim očesom ali s pomočjo preprostejših optičnih priprav. Tak je na primer sončni mrk. Ker pa je vzrok zanj pov- sem geometrijske narave (in ne fizikalne) , se z njim tu ne bomo ukvarjali . Ima pa pojavljanj e ti. peg na Soncu fizikalno ozadj e. Pege so fotosfer- ski pojav in jih z Zemlje vidimo kot temne lise nepravilnih oblik. Povezane so z magn et nim poljem in se poj avljaj o v parih: skozi prvo, ki je kot se- verni magnetni p ol, izstopi šop magnetnih silnic v fotosfero , skozi drugo, južni magnetni pol , pa se vanj o vrača . Vzor ec peg se s časom spreminja, saj pege t rajajo od nekaj ur do nekaj mesecev; nato pa polagoma izgi- nejo. Pegasta podoba Sončevega obraza se spreminja tudi zaradi vrtenja Sonca. Ko pega zaide na enem robu Sonca, potrebuje približno št irinajst dni , da se spet prikaže na drugem robu , če se seveda vmes Že ne razgradi . Dolgoletna opazovanja so pokazala , da se maksimalno šte vilo peg pojavlj a na vsakih enajst let . Astronomija I Črnobeli posnetek Sončevega diska, narejen s 130 milimet rskim refr ak torj em. Na nj em so dob ro vidne sončne pege. Na Soncu se dogaj a še en zelo zanimiv poj av. Podobno kot se na Ze- mlj i poj avljajo pot resi, ki jih merijo seizmologi, se po Soncu širijo zvočni valovi. S te mi se ukvarj aj o helioseizmologi.! Zvočni val se v gostejši snovi širi hitreje kot v redkejš i, torej se na poti pr oti Sončevi not ranj osti širi vse hitreje. Zato se od klanja navzven , proti površini . Od nje se odbije nazaj v notranjost in pri te m rahlo zaniha fotosfero. T i nihaji pa so izjemno majhni, fotosfera zaniha le za kakih 25 met rov, njena te mperatura se pri t em sp remeni samo za nekaj tisočin Kelvina. Tako majhne spremembe je seveda z oddaljenosti 150 milij onov kilometrov težko opaziti. Astronomi si pomagajo ria dva načina: z merjenjem periodičnih Dopplerjevih pr e- mikov dobro znanih spekt ralnih črt in z merj enj em izjemno majhnih, a pr avilnih sprememb celotnega Sončevega izseva . (Izsev (izsevana moč) v ast ronomiji označujemo s črko L (angl. luminosity ) predstavlja na enoto časa izsevano energijo in se meri v Wattih ali Jis.) Sončevih zvočnih ni- hanj je na mil ijone, in če bi jim lahko prisluhnili, bi slišali pisan o pesem vseh mogočih barv in melodij . Frekvence teh zvočnih nih anj pa so žal "in- frab asovske" , daleč po d slišnim pragom človeškega ušesa. Manj ša kot je frekvenca vala , glob lje v notranj ost .Sonca bo prodrl. Op azovanj e zvočnih valov to rej nudi astronomom izjemno pomemben način za preučevanje 1 Helios je v star ogrški mitologiji sončni bog, ki se zj utraj vzpenj a iz Okeana na nebo z bleščečo sončno vprego , v katero so vpreženi štirje iskri konj i, zvečer odhaja spe t v Okean. Od tod t udi pr ide ime za kemijski eleme nt helij , katerega so najprej od kri li na Soncu , v spektr u Sončeve svetlobe. Son&ve no-osti, ki je ne momno nepmr$dno videti. Skjenje avoEnih d m po snrrvi je odvIsno od njene ternpm&ure tsa gostde in kmiEne mtme. -8 iab- vala tab primierjajo z napawdmi, ki jih ea naiibate b&e dajo M b n i modeli o 11otrqjosti Soem TalPo BO q m a r mod& napvddi d j o hihost mm&ih dm, bt so jo kameje is+ merili. Na ta &in so ugotovili, da je snav v mtranjosti aptiEno @ej&, kot so mhl3.i spmq da brej bolj saudmIja pretok emrgije. Z merjenjem mobih v a h m tudi d o l d ~ p d n j o mjo ko*j& phiti. Z zadujim odstgvkDmpaemoiepase&li~~adpodroEijaodobnemlarneastrorsg- dje, saj so natanEna merjenja eolarnih mhih nihanj pastala p o d e n in obetawn nsEin za islcaqje nwih spoznqj o Soncu. Za v o je b pogebej pornamban meriski satelitski obxwvabrij SOH0 (BOW in beli&~ o b r i j ) , ki so ga iast.1.elili d d m letaa 1QM. To je najsodobnejili msolarni olwmatmjj d A j , W na oddaljenoeti p r i b b ent3ga odstot%a poti do Sonca, njegwa abita pa je iabrma tako, &a W h opmje SOP@ 24urnadanin365 &inaleto. Prihodnjie pa o manj enanih lm&nma SO- Mtrjjrun G d W - - - Posnetek Sončeve koron e ob zadnje m popo lnem sončnem mrku. Viden je bil 24. okto- bra 1995, in sicer s pasu, ki se je razte zal preko Indije in Tajske .