Садашња општа пошаст, која је захватила читав савремени свијет у облку вируса корона, довела нас је до строгих мјера изолације и карантина. Трагичне посљедице ове пандемије испољавају се, према најновијим подацима, у око три милиона инфицираних у свијету и око 206 хиљада преминулих људи. Назив злоћудног вируса корона (или стручно означен као КОВИД-19) постао је наша стална и суморна свакодевница. Мало је, међутим, познато да и наше сјајно Сунце, извор постојања живота на Земљи, има сопствену корону као неодвојиви дио спољашње атмосфере. Стога је корисно да се овдје укратко ближе упознамо са Сунцем, при чему се треба посебно осврнути на његову корону.
Сунце је нама најближа звијезда и представља средиште система свих небеских тијела која су гравитацијом повезана са њиме. Сунчев систем је заправо локално подручје у васиони гдје је Сунчева сила теже већа од гравитационих сила других звијезда у Галаксији. Небеска тијела која припадају Сунчев систем, као цјелину, сачињавају: планете, њихови природни сателити и мала тијела у која спадају: астероиди, комете, метеориди, објекти у Којперовом појасу и међупланетарна прашина. Овај систем садржи осам планета, три патуљасте планете, више од 150 њихових природних сателита, као и огромно мноштво мањих и ситних тијела.
Сунце се налази у једној од стотину милијади галаксија, која се још назива и Млијечни пут (као и Кумова слама). Ова наша Галаксија има преко 200 милијарди звијезда (и других космичких објеката разних величина и структуре) чији пречник износи око 100 хиљада свјетлосних година. Сунце је, иначе, смјештено у екваторској равни Млијечног пута, а удаљено је око 26 000 свјетлосних година од Галактичког средишта, при чему један пуни обрт обави за 230 милиона година брзином од 230 км/с. Поред тог кружног кретања, оно се линеарно помјера брзином од 20 км/с у смјеру звијезде Веге у савјежђу Лира (ова тачка се назива Сунчев апекс). Треба још нагласити да се Сунце, заједно са свим члановима свог система налази у једном од кракова наше Галаксије, дакле изван њеног централног дијела.
Сунце је, иначе, три пута ,,млађе“ од настанка васионе као цјелине, односно оно је настало прије око 4,6 милијарди година, што значи да не припада првој генерацији звијезда након Великог праска (који се десио прије 13-14 милијарди година) када је настала читава васиона. Сунце припада другој или, што је вјероватније , трећој звјезданој генерацији, а постало је скупљањем међузвјездане материје, чија густина се мијењала током времена. Она се, наиме, почела повећавати вјероватно када су се појавили ударни таласи једне блиске супернове звијезде.
О томе свједочи присутност сложених атомских језгара у Сунцу и планетама, која нису могла настати уобичајеним нуклеарним процесима у звијезди Сунчевог типа. За такав процес је потребна знатно већа маса него што је посједује централно тијело нашег система, као и бурне рекције које настају приликом настанка супернове звијезде.
Према савременом научном сазнању, постанак и развој планетарног система одвијао се у неколико етапа. Најприје се првобитни велики међузвјездани облак сажео и притом се разбио на мање дјелове, при чему се та фаза назива периодом фрагментације. Из материје садржане у једном од фрагмента тога првобитног облака обликовала се Сунчева прамаглина као ротирајући диск у коме је потом дошло до промјене количине кретања, да би се затим појавили погодни услови за формирање малих компактних тијела. Након тога се постепено стварају и формирају веће конгломерације у облику Сунца и планета. У зависности од материјала од кога су настале, планете и њихови већи сателити пролазили су кроз неколико специфичних космогонијских развојних етапа.
Садашње стање тијела у нашем планетарном систему је посљедица начина настанка и развоја који је услиједио након постанка првих овдаших космичких објеката. Зрачење Сунца се временом мијењало, јер се оно заправо стално повећавало, тако да је исијавало све веће количине енергије. Оно, на примјер, сада исијава за трећину више енергије него што је зрачило у почетку. Овакав процес повећавања ће се наставити, због чега ће Земља у будућности постати потпуно пуста (ненастањива) за мање од милијарду година. И на крају, послије 4 до 5 милијарди година, Сунце ће умногоме повећати запремину и постати црвена џиновска звијезда (тако да ће се у њеној ј унутрашњости наћи Меркур, Венера и Земља). Потом ће се Сунце претворити у малу тамну звијезду и на крају у црног патуљка.
Сунце је удљено од Земље око 150 милиона километра. Оно је жута просјечна звијезда у облика лопте са пречником од око милион и 400 хиљада клометара (односно има 109 Земљиних пречника). Сунчев запремина је чак 1,3 милиона пута већи од Земљиног волумена. По својој маси је 750 пута масивније од свих планета заједно, а 333 000 пута има већу масу од Земље. Његова просјечна густина износи око 1/4 густине Земље. Оно исијава огромну снагу у околни космички простор, при чему температура његовог спољашњег слоја атмосфере (фотосфере) износи 5 770° Келвинових степени. Састоји се од јонизинованога гаса, при чему садржи већину познатих елемената од којих се састоји и наша Земља .Посебно треба навести податак да је елемент хелијум најприје откривен на Сунцу, па потом на Земљи.
Наиме, године 1868. Норман Локјер (1836–1920) открио је на Сунцу елемент хелијум, који је до тада био непознат. Тај исти елемент пронађен је на Земљи нешто касније, односно 1895. године. Два елемента су најобилније заступљена у Сунчевој хемијској структури по маси, и то водоник 74% и хелијум 24% , док преосталих 2% отпада на све остале елементе. У средишту Сунца, гдје се налази извор енергије и гдје температура износи око 15 милиона Келвинових степени, водоника има мање него хелијума.
Сунце се обрће око своје осе тако да му је ротација различита у зависности од удаљености слојева од екваторске равни. Период обртања на екватору износи 25 дана (при чему је ту линеарна брзина око 2 км/с), док се период обртања у поларним областима повећава до 36 дана.
Оса ротације није усправна у односу на раван путање него је нагнута према вертикали за угао од 7,2°. Због тога нагиба Сунчева лопта се не види са Земље стално у истој пројекцији. Због годишњег окретања Земље око Сунца, видљиви период ротације екватора не износи 25 него 27 дана (који се назива синодички период ротације). У том периоду Сунчева активност испољава периодичне промјене утицаја на Земљу и појаве у њеној атмосфери.
Сунче је извор колосалне оличине енергије, од које само један незнатан дио пристиже до Земље. Његова енергије настаје процесом нуклерне реакције фузије (спајања) елементарних честица два протона водоникових језгара у ново језгро атома хелијума, при чему се јавља тзв. дефект масе. Сталним процесом ланчане реакције фузије сваке секунде се око 3 тоне масе претвара у енергију зрачења која се потом емитује у околни простор. Тако добијена енергија се из средишта преноси најприје зрачењем (то је радијативна зона), а затим даље према површини процесом мијешања (то је конвективна зона). Као одраз таквог начина трансмисије јављају се феномени у облику специфичних зрнаца (названих грануле) која се виде у дубљим слојевима Сунчеве споњашњости (фотосфере). Иначе, зрачење од извора у центру до фотосфере, усљед интеракција, стиже за вријеме од неколико милиона година!
Сунчева спољашњост, његов ивични дио у облику атмосфере (иначе видљиве са Земље) има неколико слојева који се постепено, у континуитету, надовезују. Први, најнижи слој из којега Сунчево зрачење пристиже до нас јесте фотосфера (сфера свјетлости), дебљине неколико стотина километара. У фотосфери се налазе Сунчеве пјеге (макуле) које имају период понављања од око 11 година. Затим се појављују бакље (факуле), грануле и супергрануле. Сунчеве пјеге, које имају и до 1 500° К мању температуру од околне фотосфере, посљедица су специфичне еволуције Сунчевог магнетског поља. Оно је произведено непрекидним струјањима Сунчеве плазме испод фотосфере. Поље није константно, већ се стално развија и мијења облике испољавања. Због различите ротације, поље се деформише, при чему се линије сила у близини екватора издужују, а поље се развија у низ петљи. На продорним мјестима петљи из фотосфере, јављају се велике групе пјега различитог облика и величине.
Даље се изнад фотосфере надовезује хромосфера (обојена сфера) која је висока око 2000 км, и има мању температуру од фотосфере. Из ње се јављају бодље (спикуле), мали млазеви гаса који се уздижу до висине од 7 000 до 9 000 км. Спикуле нису равномјерно распоређене по цијелом Сунчевом диску, већ су смјештене или, боље речено, стијешњене по ивицама супергранула. Из хромосфере се уздижу и посебне творевине, појаве налик на облаке, које се опажају као свијетле површине изнад обода Сунчевог круга, или као тамне мрље (филаменти) када се налазе на Сунчевом диску. Веома су различитих облика и трајања, од мирних и стабилних па до еруптивних творевина. Иначе, њихов јонизовани гас потискује се силом магнетног поља.
Сунчева корона (која на латинском значи круна или вијенац) представља најрјеђи и највиши дио Сунчеве атмосфере и означава прелаз Сунчеве материје у међупланетарни простор. Корона заправо обухвата последњи, тј. спољни дио Сунчеве атмосфере, али и омотача осталих звијезда. Она је у суштини плазма која достиже температуре више од неколико милиона степени за разлику од фотосфере (која има температуру од око 6000 °С). Постепено се спољашњи дјелови короне лагано распршавају у околни свемир, при чему она непрекидно губи масу у облику тзв. Сунчевог вјетра. Сам облик короне се непрестано мијења, док јој је сјај око милион пута слабији од фотосфере због чега се може теже запазити.
Између хромосфере и короне налази се један танки прелазни слој у коме се температура нагло повећава од једног до 10 милиона Келвиних степени. Корона је, иначе, видљива голим оком само за вријеме Сунчевих помрачења. Треба посебно нагласити да се у Сунце никако не смије гледати без заштитних средстава (филтера или добро затамњених или загарављених стакала) јер је то изузетно опасно за човјечје очи. И сама корона се, са своје стране, такође дијели, и то на три вертикално надовезана слоја. Најниже подручје, такозвана К-корона, разастире Сунчеву свјетлост, док средња Е-корона емитује спектралне линије вишеструко јонизованих атома, а у највишој, Ф-корони, Сунчева свјетлост се распршује по међупланетној прашини.
Помоћу посебног за ту намјену конструисаног инструмента названог коронограф, Сунчева корона се може посматрати и проучвати сваког ведрог дана. Коронограф је телескопски додатак чија је намјена да спријечи пролаз директне свјетлости централне области Сунца (и звијезда), како би се могла видјети околна (рубна) област чија је свјетлост заклоњена од одсјаја примарног свјетлосног подручја. Коронограф је откривен 1930. године, а изумио га је француски астроном Бернард Лиот. Овај инструмент је конструисан са циљем да се посматра врели гас са короне која је иначе заклоњена бљештавом фотосфером. Прије открића и конструкције овог инструмента корона се, подвлачимо, могла посматрати једино за вријеме потпуних Сунчевих помрачења, о којима је потребно дати, у продужетку, неколико важних и занимљивих објашњења.
Најспректакуларнију појаву на небу представљају Сунчева (и Мјесечева) помрачења која су увијек изазивала велику пометњу међу старим народима, Стога је тим појавама поклањана посебна пажња, нарочито у првим цивилизацијама. Праћење и проучавање периодичности јављања ових појава помно и брижљиво је праћено током многих вјекова и миленијума, чиме је сакупљано поуздано знање које се могло и практично користити. Предсказивање ових појава је, наиме, омгућавало народима, под управом мудрих и икуснихј владара, да се добро припреме прије неког таквог необичног догађаја јер се сматрало да је тада Сунце нападнуто од неке небеске немани. Борба Сунца са опасном немани, са огромним небеским Змајем, који је хтио да га прогута и тиме уједно уништи и свијет као цјелину, представљао је догађај од животног значаја за опстанак. Стога се знање о тим појавама бржљиво порикупљало, чувало и користило за практичне примјене.
Када би се Мјесечева путања поклапала са еклиптиком (Сунчевом привидном годишњом путањом на небу) , онда би често долазило до Сунчевог помрачења. Наиме, она би увијек наступала када би се Мјесец нашао у истом смјеру догледнице према Сунцу. То значи, другом ријечима, да би приликом сваког младог мјесеца наступало потпуно Сунчево помрачење јер би тада Мјесечев диск прекривао то сјајно небеско тијело. Треба напоменути да Сунце и Мјесец као небеска тијела имају готово исти привидни пречник (од око пола угловног степена). У периоду када се Мјесец нађе са друге стране путање, позади Земље, онда би наступала његова помрачења. У вријеме пуног мјесеца или уштапа, Мјесец би улазио у Земљину сјенку па би тада наступала његова помрачења.
Међутим, стална помрчења не наступају управо због тога што је раван Мјесечеве путање нагнута у однсу на еклиптику за нешто више од 5 угловних степени па он пролази или изнад или испод подручја гдје би могао заклонити Сунце или, са супротне стране путање, ући у Земљину сјенку. Стога помрачења могу наступати само када се Мјесец нађе близу својих чворова (тачака пресјеке Мјесечеве путање и еклиптике), а то значи у два временски доста кратка периода која су одвојена у распону од пола године. Познавање тих периода, односно времена наступања Мјесечевих и Сунчевих помрачлења, представљао је велики астрономски проблем којега су, ипак, стари поматрачи доста добро ријешили.
Треба овдје посебно нагласити да се током године могу десити најмање два, а највише пет Сунчевих помрачења. Међутим, са Мјесечевим помрачењима ствар стоји нешто другачије, јер има година када се не деси ниједна оваква астрономска појава, а највише их се може три догодити (што зависи од посебних околности о којима овдје не можемо говорити). Иначе, теорија Сунчевих и Мјесеевих помрачења је веоама развијена тако да се може свако од њих у тачнчине предвидјети по свим елементима. Иначе, тај рачун је доста сложен, а и веома ускоспецијалистички јер заправо за сваку тачку на Земљи треба обавити посебан рачун узимајући у обзир многе конкретне појединости везане са кретања Сунца, Мјесеца и Земље.
Сунчева помрачења могу трајати најдуже 7 минута, али обично се дужина њиховог трајања креће два до три минута. Заправо, постоје три врсте Сунчевих помрачења, и то потпуна (тотална), дјелимична и прстенаста. У првом случају, читав Сунчев диск (котур) бива заклоњен Мјесечевим кругом, у другом случају прекривен је само дио његове површине, а у трећем Мјесечев котур прекрива један унутрашњи кружни дио позадинске Сунчеве површине тако да се јавља велика тамна површина која прекрива централну површину његовог свијетлог круга. Све ове три појаве настају као посљедица чињенице на којој удаљености од Земље се Мјесец налази у вријеме помрачења, као и од величине његовог привидног диска (пречника). Све то треба имати у виду када се разматра питање Сунчевих помрачења која се, иначе, могу прорачунати са великом прецизношћу која досеже чак и до десетих дјелова једне секунде.
Сунчево помрачење увијек почиње тако што се на западном (десном) Сунчевом рубу (ивици) постепено појављује тамна удубљина која се постепено проширује и прелази ка источном дијелу тог небеског тијела. Када тамна кружна површина, која прекрива Сунчеву сјајну позадину, покрије читав Сунчев диск, настаје потпуно помрачење. Током читавог претходног времена, све док је и најмањи дио Сунчеве површине остао непрекривен Мјесечевим котуром, готово се и не примјећује настанак затамњења. Али када оно наступи, када би Мјесечев диск прекрио читаву Сунчеву површину, дан би се претворио у сумрак па потом настају веома занимљиве и необичне појаве. На небу се виде најсјајније звијезде, животиње се нагло узнемире, појављују се око Сунца црвенкасти свијетли бљесци који заправо представљају Сунчеву хромосферу, виде се поједини свијетли праменови, односно тзв. протуберанце, а блиједа и седефаста корона се тада јасно издвоја као свјетлуцави прстен око затамњеног Сунцевог диска.
Након што би Мјесец прешао преко (испред) Сунца, односно чим се појави и најмањи свијетли срп са десне стране, престаје потпуно помрачење и може се даље гледати дјелимично затамњење које тече тако што се све већи дио свијетле Сунчеве површине појављује како Мјесец напредује ка источном рубу позадинског тамног диска. Ова небична појава може на Земљиној површини обухватити сјенку у пречнику највише до 260 километара али је редовно знатно мања. Она се стално помјера око једне линије која се прецизно може предвидјети, док посматрачима пружа изванредно лијепу и јединствену прилику да уживају у спектакуларној астрономској појави. Учесталост потпуних Сунчевих помрачења је веома ријетка појава за ужа Земљина подручја и за сваку појединачну гачку се јавља једном у више стољећа. На онову ових појава, ако су остале забиљежене у старим хроникама, могуће је тачно одредити вријеме када се неки историјски догађај одиграо. Тиме нам уједно астрономија омогућује да се веома прецизно датирају поједини значајни историјски догађаји.
Војислав Гледић/ИН4С