Sunce – razlika između verzija
Uklonjeni sadržaj Dodani sadržaj
m Vraćene izmjene 178.223.53.203 (razgovor) na posljednju izmjenu korisnika Kolega2357 |
dopuna |
||
Red 1:
[[Datoteka:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100801.jpg|mini|desno|300 px|Sunce]]
'''Sunce''' je [[zvijezda]] u centru našeg [[Sunčev sustav|Sunčevog sustava]]. Ona je gotovo savršena [[Sfera|kugla]] (razlika između [[ekvator]]a i pola je samo 10 km) i sastoji se od plinovite vruće [[plazma|plazme]], koja je isprepletena s [[magnetsko polje|magnetskim poljima]].<ref>{{cite news |url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/ |title=How Round is the Sun? |publisher=NASA |date=2 October 2008 |accessdate=7 March 2011}}</ref><ref>{{cite news |url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/ |title=First Ever STEREO Images of the Entire Sun |publisher=NASA |date=6 February 2011 |accessdate=7 March 2011}}</ref> Promjer mu je oko 1 392 000 km, što je za 109 puta više od [[Zemlja|Zemlje]] i masu oko 2×10<sup>30</sup> kilograma, što je za 330 000 puta više od Zemlje, a to je 99,86 % mase cijelog Sunčevog sustava.<ref name=Woolfson00>
{{Cite journal
|last = Woolfson|first = M.
|year = 2000
|title = The origin and evolution of the solar system
|journal = Astronomy & Geophysics
|volume = 41
|issue = 1 |pages=1.12
|doi = 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x
|ref = harv
}}</ref> Po kemijskom sastavu ¾ mase Sunca čini [[vodik]], dok je ostatak uglavnom [[helij]], a manje od 2 % čine teži elementi kao što su [[kisik]], [[ugljik]], [[neon]], [[željezo]] i drugi.
Prema [[spektralna klasa|spektralnoj klasi]], Sunce spada u klasu G2V ili možemo ga zvati '''žuti patuljak''', zato što je vidljiva [[svjetlost]] najizraženija u žutozelenom dijelu [[Spektar (fizika)|spektra]], iako je sveukupno svjetlost sa Sunca bijela, zbog raspršenja svjetlosti u Zemljinoj atmosferi izgleda žuto na plavoj podlozi neba. Spektralna oznaka G2 pokazuje površinsku [[temperatura|temperaturu]], koja iznosi 5778 K (5505 °C), dok oznaka V pokazuje da je Sunce, kao i većina drugih zvijezda, u glavnom nizu ([[Hertzsprung-Russellov dijagram]]) i da stvara energiju [[nuklearna fuzija|nuklearnom fuzijom]], pretvarajući vodik u helij.<ref name="NASA-Sun">
{{Cite web
|title=Sun
|url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html
|work=World Book
|publisher=[[NASA]]
|accessdate=2009-10-31
}}</ref><ref>
{{Cite journal
|last=Wilk |first=S. R.
|year=2009
|title=The Yellow Sun Paradox
|url=http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147
|journal=Optics & Photonics News
|pages=12–13
|ref=harv
}}</ref> U jezgri Sunca, svake sekunde izgori 4 300 000 000 kg vodika, pretvarajući se u helij. Iako su nekoć astronomi smatrali da je Sunce mala i beznačajna zvijezda, ispostavilo se da je Sunce svjetlije od 85 % zvijezda u [[Mliječni put|Mliječnom putu]], a većina zvijezda spada u [[crveni patuljak|crvene patuljke]].<ref>
{{Cite news
|last=Than |first=K.
|year=2006
|title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
|publisher=Space.com
|url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
|accessdate=2007-08-01
}}</ref><ref>
{{Cite journal
|last=Lada |first=C. J.
|year=2006
|title=Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single
|journal=Astrophysical Journal Letters
|volume=640 |issue=1 |pages=L63–L66
|doi=10.1086/503158
|bibcode=2006ApJ...640L..63L
|ref=harv
}}</ref> [[Apsolutna magnituda]] je +4,83, ali budući nam je Sunce puno bliže od ostalih zvijezdi, vidimo ga kao najsjajnije nebesko tijelo s [[prividna magnituda|prividnom magnitudom]] -26,74.<ref>
{{Cite journal
|last=Burton|first=W. B.
|year = 1986
|title = Stellar parameters
|url = http://www.springerlink.com/content/n580814m67x0l718/fulltext.pdf
|journal = Space Science Reviews
|volume = 43|issue = 3–4|pages = 244–250
|doi = 10.1007/BF00190626
|ref= harv
}}</ref><ref>
{{Cite journal
|last = Bessell|first = M. S.
|last2 = Castelli|first2 = F.
|last3 = Plez|first3 = B.
|year = 1998
|title= Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars
|journal = Astronomy and Astrophysics
|volume = 333|pages = 231–250
|bibcode = 1998A&A...333..231B
|ref= harv
}}</ref> Vanjski dio Sunčeve atmosfere, koji zovemo [[korona]], stalno ispušta dio plazme u svemir u obliku [[Sunčev vjetar|Sunčevog vjetra]], kao struja električki nabijenih čestica koja se širi do otprilike 100 [[astronomska jedinica|astronomskih jedinica]] (AJ – udaljenost od Zemlje do Sunca). Balon međuzvjezdane materije koju stvara Sunčev vjetar naziva se [[heliosfera]]: to je najveća neprekidna struktura u Sunčevom sustavu. Osim Zemlje i drugih [[planet]]a, oko Sunca kruže i [[asteroid]]i, [[komet]]i, [[meteoroid]]i, trans-neptunski objekti u [[Kuiperov pojas|Kuiperovom pojasu]] i čestice prašine. <ref>
{{cite web
|date=22 April 2003
|title=A Star with two North Poles
|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm
|work=Science @ NASA
|publisher=[[NASA]]
}}</ref><ref>
{{cite journal
|last=Riley |first=P.
|last2=Linker |first2=J. A.
|last3=Mikić |first3=Z.
|year=2002
|title=Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations
|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf
|journal=Journal of Geophysical Research
|volume=107 |issue=A7 |pages=SSH 8–1
|bibcode=2002JGRA.107g.SSH8R
|doi=10.1029/2001JA000299
|id=CiteID 1136
}}</ref>
Kako se cijeli [[svemir]] širi, tako se i mi krećemo zajedno s našom galaksijom ili [[Mliječni put|Mliječnim putem]], prema zviježđu [[Vodena zmija (zviježđe)|Vodena zmija]] i to brzinom od 550 km/s. Najbliža nam je zvijezda [[Alpha Centauri|alfa Kentaur]], koja je udaljena 4,2 [[Svjetlosna godina|godine svjetlosti]].<ref>
{{Cite journal
|last = Adams|first = F. C.
|last2 = Laughlin|first2 = G.
|last3 = Graves|first3 = G. J. M.
|year = 2004
|title = Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
|url = http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf
|journal = Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
|volume = 22|pages = 46–49
|bibcode = 2004RMxAC..22...46A
|doi =
|ref = harv
}}</ref> Sunčev sustav se okreće oko centra Mliječnog puta, koji je udaljen 24 000 – 26 000 godina svjetlosti i jedan puni krug napravi za 225 – 250 milijuna godina i taj period se naziva galaktička godina. Ako uzmemo u obzir kretanje naše galaksije Mliječnog puta i okretanje oko centra galaksije, onda rezultanta kretanja našeg Sunca je 370 km/s, u smjeru zviježđa [[Lav (zviježđe)|Lav]] i [[Pehar (zviježđe)|Pehar]]. <ref>
{{cite journal
|last=Kogut |first=A.
|coauthors=''et al''
|year=1993
|title=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps
|journal=Astrophysical Journal
|volume=419 |pages=1
|bibcode=1993ApJ...419....1K
|doi=10.1086/173453
}}</ref>
Srednja udaljenost između Sunca i Zemlje je 149 600 000 km ili jedna [[astronomska jedinica]], što svjetlost prijeđe za 8 minuta i 19 sekundi. Energija koju prenosi Sunčeva svjetlost daje gotovo sav život na Zemlji, zahvaljujući [[fotosinteza|fotosintezi]], a ujedno pokreće [[Vrijeme (fizika)|vrijeme]] i [[klima|klimu]] na Zemlji. <ref name=Simon2001>
{{Cite book
|last=Simon |first=A.
|title=The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants
|url=http://books.google.com/?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun
|pages=25–27
|publisher=Simon & Schuster
|year=2001
|isbn=0684856182
}}</ref>
== Fizičke karakteristike ==
Sunce je zvijezda [[glavni niz|glavnog niza]] (pogledati [[Hertzsprung
U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama ([[nuklearna fuzija]]) [[vodik]] se pretvara u [[helij]]. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama sudjeluje 3,8 x 10<sup>38</sup> [[proton]]a (vodikovih jezgri). Oslobođena energija biva izračena sa sunčeve površine u obliku [[elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskog zračenja]] i [[neutrino|neutrina]], te manjim dijelom kao kinetička i toplinska energija čestica [[sunčev vjetar|sunčevog vjetra]] i energija sunčevog magnetskog polja.
Zbog ekstremno visokih temperatura, tvar je u obliku [[plazma|plazme]]. Posljedica toga je da Sunce ne rotira kao čvrsto tijelo. Brzina rotacije je veća na ekvatoru, nego u blizini polova, zbog čega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog polja, erupcija plinova sa sunčeve površine i stvaranja [[sunčeve pjege|sunčevih pjega]] i [[Prominencije|prominencija]] (protuberanci). Ove pojave nazivamo sunčevom aktivnošću.
Budući se Sunce sastoji od plinovite plazme, ekvator se okreće brže od polova. Ta se pojava naziva '''diferencijalna rotacija''' i 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.<ref name=Phillips1995-78>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=Cambridge University Press|isbn=9780521397889|pages=78–79}}</ref>
S obzirom na ostale zvijezde, Sunce se nalazi u populaciji I, što znači da je bogato teškim elementima i [[Kovine|metalima]] ([[zlato]]m i [[uranij]]em), a to najvjerojatnije možemo zahvaliti eksploziji neke bližnje [[supernova|supernove]]. <ref name="Falk">
{{Cite journal
|last=Falk |first=S.W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S.H.
|title=Are supernovae sources of presolar grains?
|url=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html
|journal=Nature
|volume=270
|issue=5639 |pages=700–701
|year=1977
|doi=10.1038/270700a0
|ref=harv
}}</ref>
<div style="float:right;width:320px;margin:0 0 1em 1em">
[[Datoteka:
</div>
'''Osnovni podaci:'''
| 1 392 000 km
|-
| Masa
| 1,9891 x 10<sup>30</sup> kg
|-
| Prosječna gustoća
| 1,411 g/cm<sup>3</sup>
|-
| Površinska temperatura
| 5780 K
|-
| Vrijeme obilaska oko središta galaktike
| 2,2 x 10<sup>8</sup> godina
|}
'''Kemijski sastav:'''
| 73,46 %
|-
| [[Helij]]
| 24,58 %
|-
| [[Kisik]]
| 0,77 %
|-
| [[Ugljik]]
| 0,29 %
|-
| [[Željezo]]
| 0,16 %
|-
| [[Neon]]
| 0,12 %
|-
| [[Dušik]]
| 0,09 %
|-
| [[Silicij]]
| 0,07 %
|-
| [[Magnezij]]
| 0,05 %
|-
| [[Sumpor]]
| 0,04 %
|}
Promjene koje opažamo na Suncu i nazivamo
* količinu izračene energije
Linija 46 ⟶ 213:
* oblik i veličinu korone
Vremenski period najveće aktivnosti naziva se '''sunčev maksimum'''. Može trajati nekoliko godina, ovisno o aktivnosti pjega i baklji. Postoje i dulja periodička razdoblja sunčeve aktivnosti. U povijesti je poznat '''Maunderov minimum''', razdoblje u drugoj polovici 17. st. tijekom kojega je broj sunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno
== Sastav Sunca ==
[[Datoteka:Sun diagram.svg|mini|desno|250 px|<center>Prikaz strukture Sunca: <br> 1. [[Sunčeva jezgra]] <br>
2. Zona [[Toplinsko zračenje|radijacije]] <br> 3. Zona [[Konvekcija|konvekcije]] <br> 4. [[Fotosfera]] <br> 5. [[Kromosfera]] <br> 6. [[Korona]] <br> 7. [[Sunčeve pjege]] <br> 8. Granule <br> 9. [[Prominencije]]</center>]]
Sunce dijelimo 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 počinje [[atmosfera]] uzima najviši sloj koji je još uvijek optički neproziran.
Također, Sunce ne možemo točno ograničiti jer njegov gušći dio prelazi u rjeđu atmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem djeluje
=== Jezgra ===
{{glavni|Sunčeva jezgra }}
Do četvrtine polumjera Sunca prostire se jezgra, područje visoke temperature, oko 15,6 milijuna [[Kelvin|K]] i tlaka 10<sup>16</sup> [[Pascal (jedinica)|Pa]]. U takvim uvjetima odvija se [[fuzija]] vodika u helij. Spajanjem 4 protona (jezgre atoma vodika) nastaje jedna jezgra atoma helija (2 [[proton]]a i 2 [[neutron]]a), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice i energija u obliku [[gama zračenje|gama-zračenja]].
Oko 3,6×10<sup>38</sup> protona (jezgre [[vodik]]a) se svake sekunde pretvara u jezgre [[helij]]a, oslobađajući masu i energiju ([[ekvivalencija mase i energije]]) od 4 300 000 000 kg u sekundi ili 3,8×10<sup>26</sup> W.<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun]</ref> Kroz većinu Sunčevog života, energija koja se dobiva [[nuklearna fuzija|nuklearnom fuzijom]], ide kroz seriju koraka koje nazivamo [[Niz proton-proton|niz proton-proton]] (p-p niz), a to je postupak kojim se vodik pretvara u helij. Manje od 2 % helija se stvara u Suncu s [[niz ugljik-dušik-kisik|nizom ugljik-dušik-kisik]] (CNO niz).
Sunčeva jezgra stvara gotovu svu [[toplina|toplinu]] koja se stvori [[Nuklearna fuzija|nuklearnom fuzijom]], ostalih 1 % se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osim [[neutrino|neutrina]]) mora putovati veliki broj puta kroz razne slojeve, dok ne dođe do [[fotosfera|fotosfere]] i izađe u [[svemir]] kao [[Sunčeva svjetlost]] ili [[kinetička energija]] čestica.
[[Gustoća]] dobivene energije razlikuje se ovisno o udaljenosti od centra, pa se tako procjenjuje da se u centru stvara 276,5 W/m<sup>3</sup>. Na udaljenosti 19 % od Sunčevog radijusa, temperatura padne na 10 000 000 K i gustoća energije je 6,9 W/m<sup>3</sup> i 91 % Sunčeve energije se stvori u tom području. Na udaljenosti 30 % od Sunčevog radijusa, nuklearna fuzija gotovo stane. <ref> Vidi[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html] </ref>
===
Iznad jezgre se nalazi zona [[Toplinsko zračenje|zračenja]], otprilike od 25 % do 70 % Sunčevog [[polumjer]]a od centra. U toj zoni nije dovoljna temperatura da se stvori nuklearna fuzija, pa se toplina prenosi [[Toplinsko zračenje|zračenjem]] prema vanjskim slojevima. U toj zoni nema konvekcije ili mješanja [[plazma|plazme]], a temperature se kreću od 7 000 000 do 2 000 000 K na vanjskom dijelu. [[Energija]] se prenosi zračenjem [[ion]]a [[vodik]]a i [[helij]]a, koji emitiraju [[foton]]e koji vrlo brzo prijeđu tu udaljenost do vanjskog dijela zone zračenja, gdje fotone preuzmu drugi ioni u zoni [[konvekcija|konvekcije]]. [[Gustoća]] se mijenja od 20 g/cm<sup>3</sup> do samo 0,2 g/cm<sup>3</sup> na vrhu tog sloja. <ref>{{Cite book| url = http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193|isbn = 9780849333552|pages = 193–235|chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo|author = ed. by Andrew M. Soward...|year = 2005|publisher = CRC Press|location = Boca Raton|title = Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002}}</ref>
===Zona konvekcije===
Iznad zone zračenja se nalazi zona [[konvekcija|konvekcije]], od cca. 70 % Sunčevog [[polumjer]]a do fotosfere, što je otprilike 200 000 [[metar|km]]. U tom sloju plazma nije dovoljno topla i gusta za prijenos energije zračenjem. Zato se pojavljuju '''toplinski 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/cm<sup>3</sup> .
Toplinski stupovi se na površini Sunca vide kao ''granule'' i supergranule. Turbulentno kretanje električki nabijene plazme ([[ion]]i), kroz zonu konvekcije stvara na površini svakog toplinskog stupa [[magnetsko polje]], koje se zatvara iznad površine Sunca.
=== Fotosfera ===
{{glavni|Fotosfera }}
Prividnu površinu Sunca nazivamo još i fotosferom. Ovdje se temperature kreću oko 6000 K. Vrući plin izvire iz unutrašnjosti na površinu, zbog čega nam se čini da površina ima granulastu (zrnatu) strukturu. Granule su promjera oko 1000 km, u stalnom su pokretu (poput vrenja vode), a vrijeme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekad nastaju tzv. supergranule promjera 30 000 km koje traju i do 24 sata.
<div style="float:right;width:280px;margin:0 0 1em 1em">
[[Datoteka:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|mini|260px|Prominencija u sunčevoj kromosferi]]
[[Datoteka:Joerg73 - 20070406sol160342 (by).jpg|mini|260px|Baklje u sunčevoj kromosferi]]
</div>
=== Kromosfera ===
{{glavni|Kromosfera }}
Kromosfera je niži sloj sunčeve atmosfere: proteže se iznad fotosfere do visine oko 10 000 km. Znatno je rjeđa od fotosfere i nepravilnog je oblika. Sa Zemlje se može vidjeti samo za vrijeme potpune pomrčine Sunca. 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 efekte koje nazivamo prominencije i [[Sunčeva baklja|Sunčeve baklje]]. [[Prominencije]] (protuberance) su oblaci ili mlazovi usijanog plina izbačenog u vis. Mogu se uzdići do visine 150 000 km iznad fotosfere, kroz kromosferu i koronu. Gušće su od okolne tvari i dostižu temperaturu oko 20 000 K. 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 min.
=== Korona ===
{{glavni|Korona}}
U višim slojevima sunčeve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja rasti do 1 000 000 K. Nije sasvim jasno zbog čega se taj porast temperature događa. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja plina pod utjecajem magnetskog polja. Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u obliku [[Sunčev vjetar|sunčevog vjetra]].
Sunčeva korona (1 – 3 000 000 K) je oko 200 puta toplija od vidljive površine Sunca ili [[fotosfera|fotosfere]] (u prosjeku 5 800 K). Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta rjeđa od fotosfere. Korona je odvojena od fotosfere relativno tankim slojem [[kromosfera|kromosfere]]. Pravi mehanizam kako dolazi do tolikoga grijanja korone još nije sasvim poznat, ali smatra se da je to najvjerojatnije posljedica induktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja na [[plazma|plazmu]] u koroni (vidi: [[Lorentzova sila]]). Prije se smatralo da to nastaje zbog pritiska zvučnih valova iz unutrašnjosti Sunca, ali se otkrilo da i mlade zvijezde imaju koronu s jakim magnetskim poljem, pa se od te teorije sve češće odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa Sunca duž otvorenih magnetskih linija u obliku [[Sunčev vjetar|Sunčevog vjetra]].
Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca: za mirnog je razdoblja više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom dijelu, s [[koronalna šupljina|koronalnim šupljinama]] na polovima. S druge strane, u vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u području [[Sunčeve pjege|Sunčevih pjega]]. Trajanje Sunčevog ciklusa je u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbog '''diferencijalne rotacije''' – različiti dijelovi Sunca se okreću različitim kutnim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pjege su aktivnije u vrijeme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim su pjegama povezani i [[koronalni luk|koronalni 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.
{{glavni|Sunčev vjetar}}
[[Datoteka:Solar_eclips_1999_5.jpg|mini|desno|300 px|[[Pomrčina Sunca]] 11. kolovoza 1999. godine]]
Sunčev (solarni) vjetar je struja čestica izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva sunčeve atmosfere, uglavnom elektrona i protona. Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo beznačajan i gustoća sunčevog vjetra mala, čestice se kreću velikim brzinama izazivajući vidljive učinke na tijelima u sunčevom sustavu. Poznatiji učinci sunčevog vjetra su [[polarna svjetlost]] i usmjeravanje repa kometa suprotno od Sunca.
U blizini Zemlje zemljino magnetsko polje zarobljava čestice sunčevog vjetra i usmjerava ih prema magnetskim polovima. Budući da se čestice sunčevog vjetra kreću brzinama od više stotina km/s, 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 ili Aurora Borealis (odnosno Aurora Australis na južnoj zemljinoj polutci). Ukoliko je sunčeva aktivnost veća, pojačano djelovanje sunčeva vjetra može dovesti do pojave polarne svjetlosti i na manjim zemljopisnim širinama. U takvim uvjetima postoji mogućnost ometanja ili čak oštećenja radio-komunikacijskih uređaja na Zemlji i umjetnim satelitima.
Kometi se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, sleđena površina kometa isparava i oslobađa oblak plina i čestica prašine. Djelovanjem čestica sunčevog vjetra, oblak se oblikuje u rep kometa. Budući da sunčev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.
==Magnetsko polje==
Sunce je magnetski aktivna zvijezda. Ona održava jako i promjenjivo [[magnetsko polje]], koje se mijenja u 11 godišnjem Sunčevom ciklusu. Sunčevo magnetsko polje izaziva mnoge pojave, koje se jednim imenom nazivaju Sunčeve aktivnosti, u koje ubrajamo Sunčeve pjege na fotosferi, [[Sunčeva baklja|Sunčeve baklje]], kao i Sunčev vjetar, koji odnosi dio plazme kroz Sunčev sustav. Utjecaj Sunčevog magnetskog polja na Zemlji može biti u vidu [[polarna svjetlost|polarne 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 i prominencija.
Sunčevo magnetsko polje izlazi iz samog prostora Sunca, budući da 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 μ[[Tesla|T]], u blizini Zemlje ono iznosi oko 0,1 nT. <ref>
{{cite journal
|last=Willson |first=R. C.
|last2=Hudson |first2=H. S.
|year=1991
|title=The Sun's luminosity over a complete solar cycle
|journal=Nature
|volume=351
|issue=6321 |pages=42–4
|doi=10.1038/351042a0
}}</ref>
==Životni ciklus==
Sunce je nastalo prije 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 milijarda godina. Na osnovu materijala kojim raspolaže za nuklearnu fuziju, Sunce je na pola puta prema glavnom nizu, to znači da još oko 5 milijarda godina treba da se potroši sav vodik. Sunce nema dovoljno materijala da završi kao supernova, nego će nakon 5 milijarda godina postati [[crveni div]]. <ref>
{{Cite book
|last=Goldsmith |first=D. |last2=Owen |first2=T.
|title=The search for life in the universe
|url=http://books.google.com/?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96
|page=96
|publisher=University Science Books
|year=2001
|isbn=9781891389160
}}</ref>
==Sunčeva svjetlost==
{{glavni|Sunčeva svjetlost}}
Sunčeva svjetlost je prvenstveni izvor energije za Zemlju. [[Sunčeva konstanta]] je snaga koju Sunce prenese na Zemljinu atmosferu po jedinici površine. Ona iznosi 1 368 W/m<sup>2</sup> u gornjim slojevima [[Zemljina atmosfera|Zemljine atmosfere]], dok na direktno osunčanoj Zemljinoj površini u [[zenit]]u iznosi oko 1 000 W/m<sup>2</sup>, jer ga oslabi atmosfera. <ref name=Phillips1995-319>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=Cambridge University Press|isbn=9780521397889|pages=319–321}}</ref>
== Izvori ==
{{izvori|3}}
== Vanjske veze ==
{{commonscat|Sun}}
*[http://eskola.zvjezdarnica.hr/osnove-astronomije/sunce/grada-sunca/] Građa Sunca, Zvjezdarnica Zagreb
*[http://astro.fdst.hr/index.php?option=com_content&view=article&id=47:sunce&catid=38:sunev-sustav&Itemid=62] Astronomska sekcija, Fizikalno društvo Split
*[http://www.aad.hr/samostalna/4/suncev_sustav__sunce.html] Akademsko astronomsko društvo, Rijeka
*[http://www.astro.hr/pocetna.php] Zvjezdarnica, Višnjan
{{Sunce}}
| |||