5.3 Korona
Tokom kratkih trenutaka totalnog pomračenja Sunca, ako je Mesec dovoljno veliki da potpuno prekrije fotosferu i hromosferu, može se videti sunčeva korona. Sa zaklanjanjem svetlosti fotosfere izgled spektralnih linija se drastično menja. Intenzitet uobičajenih linija se menja što ukazuje na promenu u zastupljenosti elemenata ili na promenu temperature gasa, ili na oba. Najbitnije je to da se menja vrsta spektra, umesto apsorpcionog spektra koji je bio prisutan kod svetlosti fotosfere, javlja se emisioni spektar i pojavljuje se potpuno nov niz spektralnih linija. Ove nove spekralne linije korone (u izuzetnim slučajevima hromosfere) prvi put su viđene tokom pomračenja 20-tih godina XX veka. Narednih godina neki naučnici su postojanje ovih liija (u nedostatku boljeg objašnjenja) pripisivali jednom novom hemijskom elementu koji ne postoji na Zemlji. Taj element nazvali su koronijum.
Danas se zna da te nove spektralne linije ne potiču on nijednog vanzemaljskog atoma. Koronijum ne postoji. Nove linije se javljaju zbog toga što su atomi u koroni izgubili mnogo više elektrona nego što je to slučaj sa atomima hromosfere i fotosfere, yj. atomi korone su višestruko jonizovani. Npr. identifikovane su spektralne linije koje odgovaraju jonu gvožđa koji je 13 puta jonizovan, tj izgubio je 13 od svojih 26 elektona. Atomi gvozđa koji se nalaze u fotosferi izgubili su, najčešće, 1 ili 2 elektrona. Uzrok ovoliko velikog stepena jonizacije je visoka temperatura korone. Visko stepen jonizacije, o kome se zaključuje na osnovu spekatra snimljenih za vreme totalnog pomračenja Sunca, ukazuje na to da je temperatura u gotnjim slojevima hromosfere veća nego temperatura fotosfere. osim toga, temperatura solarne korone gde je jonicacija još veća, je mnogo veća od temperature hromosfere.
 |
| Varijacija temperature gasa sa visinom. |
Zasnovano na mnogim posmatranjima uslova na različitim rastojanjima od površine Sunca, od fotosfere do spoljnjih delova korone, na slici desno prikazana je varijacija temperature gasa sa visinom. Temperatura gasa dostiže minimum od 4.500 K na visini od 500 km iznad fotosfere, akon čega počinje konstantno da raste. Na oko 1.500 km iznad fotosfere temperatura počinje vrlo brzo da raste i na visini od 10.000 km dostize vrednost od 1.000.000 K. Daljim povećanjem visine temperatura ostaje približno ista. Na osnovu ovakvog profila promene temperature može se postaviti oštra granica između hromosfere i korne. Hromosfera se prostire od vrha fotosfere do visine od 1.500 km. Oblast u kojoj postoji brz rast temperature gasa, od 1.500 do 10.000 km, naziva se tranzitna zona. Na visini od 10.000 km počinje korona.
U koroni se mogu uočiti različite forme: zraci, lukovi, perjanice, kondenzacije i šupljine, erupcije, itd. Neki od ovih oblika mogu se videti i u vidljivoj svetlosti, dok je za druge koronu neophodno posmatrati u drugim delovima elektromagnetnog spektra (radio ili rendgenskom).
Razlog rasta temperature u koroni još nije sa sigurnošću poznat. Ponašanje gasa u atmosferi Sunca je u suprotnosti sa zdravorazumski poznatim ponašanjem gasa – sa udaljavanjem od izvora toplote temperatura treba da se smanjuje, a ne da raste. Da bi ovakvo ponašanje temperature gasa bilo moguće korona mora da ima neki dodatni izvor toplote. Astronomi danas veruju da su poremećaji magnetnog polja u fotosferi, nalik na spikule ali mnogo većih razmera, bezuslovno odgovorni za zagrevanje korone.
5.4 Solarni vetar
Elektromagnetno zračenje i brze čestice stalno napuštaju Sunce. Zračenje se od fotosfere udaljava brzinom svetlosti i za 8 minuta stiže do Zemlje a čestice se kreću brzinom od oko 500 km/si stižu do Zemlje za nekoliko dana. Ovaj stalni "potok" čestica naziva se solarni vetar.
Solarni vetar sastoji se od elektrona i pozitivnih čestica (95 % protona i oko 4,5 % jezgra helijuma). Na rastojanju Zemljine orbite, zavisno od aktivnosti Sunca, svake sekunde kroz kvadratni metar poprečne površine "prostruji" između 5×1011 i 5×1012 protona. Koncentracija protona u blizini Zemljine orbite iznosi u proseku oko 5×106 m-3. Svake sekunde Sunčev vetar u međuplanetarni prostor odnese, u obliku kinetičke energije, oko 1021 do 1022 J (poređenja radi Sunce svake sekunde izrači 3,86×1026 J.
Solarni vetar je izazvan visokom temperaturom korone. Na rastojanju od oko 10 miliona kilometara od fotosfere, koronarni gas je dovoljno vreo, a čestice gasa dovoljno brze, da savladaju gravitaciono privlačenje Sunca i odu u međuplanetarni prostor. U isto vreme atmosfera izgubljeni materijal nadoknađuje sa površine Sunca. Ako se ovo andoknađivanje materijala ne bi dešavalo korona bi isparila za samo dan-dva. Ustvari, šitavo Sunce stalno isparava, stalno gubeći masu koju odnosi solarni vetar. Ali, solarni vetar ima vrlo malu gustinu. Bez obzira na to što vetar svake sekuned sa Sunca odnosi između 108 i 109 kg materijala, od kad je nastalo pa do danas Sunce je na ovaj način izgubilo samo 0,1% svoje ukupne mase. Znači. naša zvezda stvarno polako isparava ali ona gubi zanemarljivu količinu svoje mase.
Područije širenja Sunčevog vetra naziva se heliosfera. Procenjuje se da je njena granica na rastojanju između 50 i 100 astronomskih jedinica od Sunca, što je daleko iza orbite Plutona.
5.4.1 X-zračenje i koronarne rupe
 |
| Sunce snimljeno u spektru X-zračenja |
Koju vrstu zračenja emituje gas na temperaturi od 1.000.000K? Za razliku od fotosfere sa temperaturom od 6.000K, koja najviše zrači u vidljivom delu spekta, topliji koronarni gas emituje elektromagnetno zračenje mnogo viših frekvencija i energija, najviše X-zrake. Iz tog razloga teleskopi za detekciju X-zračenja su postali vrlo značajni za proučavanje korone Sunca. Na slici desno prikazano je Sunce snimljeno u spektru X-zračenja. Korona se prostire daleko iza oblasti koje su zabeležene na slici, ali zračenje tih oblasti je vrlo slabo (zbog male gustine gasa) pa instrumenti nisu mogli da ga registruju.
|
Sredinom 70-tih godina XX veka instrumenti postavljeni izvan NASA-ine svemirske stanice Skylab registrovali su da solarni vetar najviše "duva" kroz tzv. koronarne rupe. Tamna oblast na slici desno, koja se kreće sa leva na desno predstavlja koronarnu rupu. Ova oblast nije rupa u pravom smislu reči, već je njena gustina dosta manja, oko 10 puta, od gustine drugih delova korone. Nedostatak materijala u oblastima koronarnih rupa posledica je činjenice da gas može slobodno da otiče u okolni prostor, velikom brzinom, vođen poremećajima u atmosferi i magnetnom polju zvezde. Na mestima gde se nalaze koronarne rupe linije magnetnog polja se prostiru od površine Sunca do daleko u međuplanetarni prostor. Naelektrisane čestice nastoje da prate linije magnetnog polja i zbog toga napuštaju površinu Sunca. U drugi delovima korone linije magnetnog polja ostaju vrlo blizu površine Sunca i tako zadržavaju naelektrisane čestice u blizini površine onemogućavajući oticanje solarnog vetra (ovo je ekvivalentno situaciji na Zemlji gde magnetno polje naše planete teži da spreči čestice solarnog vetra da padnu na Zemlju). Najveće koronarne rupe mogu da imaju dimenzije merene stotinama hiljada kilometara. Strukture takve veličine mogu se videti, u proseku, samo nekoliko puta svake decenije. Manje rupe, dimenzija desetak hiljada kilometara, mnogo su češće i javljaju se svakih nekoliko sati.
5.4.2 Uticaj Sunca na magnetosferu Zemlje
 |
| Severni magnetni pol |
Zemlja, slično Suncu, takođe poseduje dipolno magnetno polje. Ovo magnetno polje možemo zamisliti kao da se u unutrašnjosti naše planete nalazi jedan ogroman magnet. Severni pol ovog magneta nalazi se u kanadskom arktičkom područiju, a južni na Antarktiku. (Slika desno)
Zemljino magnetno polje širi se na sve strane daleko u prostor, ali tako da se u smeru prema Suncu prostire do rastojanja samo 10 puta većeg od njenog poluprečnika, a u suprotnom smeru pruža se u obliku repa komete. Razlog ovakvog oblika magnetnog polja naše planete je u delovanju Sunčevog vetra.
Za Zemlju, Sunčev vetar je veliki, razređen gasovit oblak koji se kreće. Brzina kretanja ovog oblaka je desetak puta veća od brzine prostiranja zvuka u gasu. Gas koji se kreće sa Sunca sa sobom nosi magnetno polje Sunca, pa pri sudaru ovog polja sa razređenom Zemljinom atmosferom dolazi nastanka udarnog talasa sa one strane Zemlje koja je okrenuta ka Suncu, slično talasu koji nastaje kad kroz vazduh prolazi puščani metak. Zemljino magnetno polje suprotstavlja se magnetnom polju Sunca. Zbog toga je magnetno polje naše planete ograničeno sa strane prema Suncu. Ova granica nije čvrsta već se menja zavisno od jačine vetra i njegovog magnetnog polja.
Na noćnoj strani naše planete magnetosfera se slobodno širi i ono ima oblik repa komete. U sredini repa dolazi do poništavanja magnetnog polja i taj deo naziva se neutralni sloj.
U polarnim oblastima jačina magnetnog polja je najveća a linije sila su dosta blizu površini Zemlje. Naelektrisane čestice se uvek kreću u pravcu linija magnetnog polja pa im je zbog oblika linija u polarnim oblastima tu najlakše da stignu u niže delove atmosfere. Pristigle naelektrisane čestice sudaraju se sa atomima gasa atmosfere, pobuđuju ih i gas počinje da svetli. Tako nastaje polarna svetlost. Polarna svetlost nastaje na visinama gde je gas dovoljno redak da čestice mogu kroz njega da prolaze ali i dovoljno gust da može da dođe do dovoljnog broja sudara čestica sa atomima gasa. To su najčešće visine između 100 i 250 km, ali polarne svetlosti se mogu javiti i na visinama do 1.000 km. Polarna svetlost se javlja u različitim oblicima, a boja je zelena ili crvena zbog toga što gas atmosfere emituje svetlost određenih frekvencija a ne belu svetlost.
 |  |
6. AKTIVNOST SUNCA
Ogromna većina Sunčevog sjaja potiče od kontinualnog zračenja fotosfere. Ovo je takozvano zračenje mirnog Sunca – potpuno predvidljive zvezde koja iz dana u dan sija na potpuno isti način. Ovo stabilno stanje praćeno je sporadičnim, nepredvidljivim zračenjem aktivnog Sunca, vrlo nepravilnom komponentom ukupnog zračenja naše zvezde. Zračenje aktivnog Sunca okarakterisano je eksplozivnim i iznenadnim ponašanjem. Ovaj aspekt zračenja vrlo malo doprinosi ukupnom sjaju zvezde, ali on direktno utiče na nas na Zemlji. Veličina i rajanje koronarnih rupa u uskoj je vezi sa stepenom solarne aktivnosti, na isti način ponaša se i jačina solarnog vetra.
Pojavljivanje i nestajanje pojedinačnih pega na Sncu nije jedina promena. Takođe se periodnično menja i njihov ukupan broj. Na osnovu nekoliko vekova posmatranja zaključeno je da postoje takozvani ciklusi pega. Na slici dole grafički je prikazanbroj viđenih pega svake godine XX veka. Broj pega dostiže svoj maksimum, u proseku, svakih 11 godina, a zatim se smanjuje skoro na nulu pre nego što ciklus ponovo počne. Međutim, period jednog ciklusa pega nije uvek isti i on može da traje između 7 i 15 godina.
 |
| Broj viđenih pega svake godine XX veka |
Sa napredovanjem ciklusa menja se i heliografska širina na kojoj se pege javljaju. Pojedinašne pege se ne pomeraju niti dole niti gore, ali nove pege se pojavljuju bliže ekvaoru od prethodnih kako je ciklus sve bliži svom maksimumu. Na slici dole prikazane su heliografske širine na kojima se vide pege u funkciji od vremena. Na početku svakog ciklusa, u vreme minimuma aktivnosti Sunca, moguće je videti samo nekoliko pega. One se tada, najčešće, nalaze u dve uske zone, severno i južno od ekvatora, na širinama od 25° do 30°. Približno četiri godine kasnije, u vreme solarnog maksimuma, broj pega je značajno porastao. Pege se tada nalaze u pojasu od 15° do 20° stepeni severno i južno od ekvatora. Konačno, na kraju ciklusa, ukupan broj pega je opet mali, a većina pega se nalazi u pojasu od 10° oko ekvatora. Prva godina novog ciklusa se poklapa sa poslednjom godinom prethodnog ciklusa.
|
| heliografske širine na kojima se vide pege u funkciji vremena |
Ciklus pega je, ustvari, samo polovina dvadesetdvogodišnjeg ciklusa aktivnosti Sunca. Tokom bilo kog ciklusa pega svi parovi pega, koji se nalaze na istoj hemisferi, imaju isti polarite magnetnog polja, dok parovi na drugoj hemisferi imaju suprotan polaritet. Međutim, ova orijentacija se menja nakon cikluas od 11 godina. Znači, ako posmatramo promenu celokupnog magnetng polja Sunca, za ponavljanje punog ciklusa potrebne su 22 godine. Period od 11 godina je vreme koje je potrebno da magnetno polje Sunca potpuno promeni svoj polaritet. Treba pomenuti da ove promene ne moraju da se odvijaju na obe polulopte istovremeno. Tako se na primer pozitivni (N) pol magnetnog polja u periodu od 1952. do 1957. god. nalazio na severnoj Sunčevoj polulopti, a negativni (S) na južnoj. Međutim, 1957. godine došlo je do promene polariteta na južnoj, a godinu dana kasnije i na severnoj polulopti.
Astrofizičari smatraju da magnetno polje Sunca nastaje i menja svoj intenzitet zbog stalnog rastezanja, uvrtanja i nabiranja linija polja što je uzrokovano diferencijalnom rotacijom Sunca i konvektivnim prenosom toplote. teorija predviđa da intenzitet polja treba da raste do maksimuma, a zatim da padne na nulu, i onda proces počinje ponovo. Upravo ovakva periodičnost promene magnetnog polja registovana je na Suncu. Aktivnosti na površini Sunca, npr. ciklus pega, prate promene jačine magnetnog polja. Promena broja pega i njihove migracije ka manjim heliografskim širinama posledica su jačanja magnetnog polja, odnosno obmotavanja linija polja oko ekvatora.
|  |
Na slici gore levo i gore desno prikazan je grafikon promene broja pega u poslednjih nekoliko vekova, tačnije od otkrića teleskopa do danas. Kao što se vidi 11-o godišnja periodičnost ciklusa je vrlo nepravilna. Ne samo što period varira između 7 i 15 godina, već se u prošlosti dešavalo da ciklusi potpuno izostanu. U čast britanskog astronoma koji je ukazao na ovu pojavu, dugačak period slabe aktyivnosti od 1645 do 1715 godine naziva se maunderov minimum. U doba Maunderovog minimuma nije samo broj pega bio mali već je i korona Sunca za vreme pomračenja bila slabo izražena a aurore su se javljale vrlo retko. Bez potpunog razumevanja uzroka solarnog ciklusa ostaje nepoznato zbog čega nastaju ovakvi povremeni prekidi u ciklusu aktivnosti. Mnogi astronomi smatraju da su minimumi uzrokovani promenama u konvektivnoj zoni, ali ovakvo ponašanje naše zvezde i dalje ostaje tajna.
6.2. Aktivne oblasti
 |
| Aktivne oblasti na Suncu |
Pege su relativno mirni aspekti Sunčeve aktivnosti. Međutim, u fotosferi koja ih okružuje povremeno dođe do vrlo snažnih erupcija u kojima se izbacuju ogromne količine čestica u okolnu koronu. Mesta na kojima se odigravaju te snažne eksplozije poznate su kao aktivne oblasti. Većina parova i grupa pega okružena je aktivnim oblastima. Kao i svi drugi oblici solarne aktivnosti i ovi fenomeni takođe prate solarni ciklus, najčešći su i najsnažniji u periodima maksimuma aktivnosti
Protuberance mogu biti različitih oblika i veličina. Ponekad se čak i spikule mogu smatrati malim protuberancama. Temperatura protuberanci je niža od okoline i iznosi oko 10.000 K, ali gustina gasa u njima je veća pa su zbog toga sjajnije. Protuberance u proseku traju oko tri Sunčeva obrta, ali u prošlosti su zabeležene protuberance koje su trajale i po nekoliko godina. Stabilnost oblika protuberance i njeno opstajanje u ređoj sredini korone, moguć je jedino ukoliko je pritsak gasa protuberance jednak pritisku okoline. Pritisak gasa je jednak proizvodu gustine i temperature tog gasa, pa prema tome koliko puta je veća gustina gasa protuberance toliko puta je njegova temperatura manja u odnosu na okolnu koronu. Prosečna gustina supstance u protuberanci je oko 100 puta veća od gustine okolne korone.6.2.1. Protuberance
Možda najbitnija karakteristika protuberanci je da na kretanje supstance unutar njih presudan uticaj ima magnetno polje. Ustvari, može se raći da one predstavljaju materijalizaciju magnetnog polja iznad aktivnih oblasti.
 |  | |
| Protuberance | Protuberance |
Protuberance uvek mogu da se posmatraju pomoću filtera u svetlosti spektralnih linija vodonika, helijuma i kalcijuma. Za vreme totalnog pomračenja Sunca mogu se videti i u beloj svetlosti.
Najveći broj protuberanci javlja se u obliku mirnih protuberanci. Ove protuberance su dugotrajne i mogu se videti na svim heliografskim širinama. Prosečna dužina ovih protuberanci iznosi oko 200.000 km, a u ekstremnim služajevima one mogu da imaju duinu i 1.900.000 km. Ove protuberance mogu se popeti do visine od oko 50.000 km, dok im širina ne prelazi 6.000 km. Sastoje se od niti čiji su prečnici oko 1.000 km. Tipična temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000 K. Oblik ovih protuberanci je sličan mostovima. Donji krajevi protuberanci nalaze se u olastima između supergranula. U toku života premeštaju se po različitim heliografskim širinama i menjaju smer pružanja.
 |  | |
| Protuberance | Protuberance |
Pored mirnih javljaju se i aktivne protuberance. Aktivne protuberance karakteriše vrlo brzi razvoj (između deset minuta i nekoliko sati). Mali broj aktivnih protuberanca nastaje kao rezultat podizanja hromosferskih masa, dok one većinom nastaju kondenzacijom u koroni i spuštanjem naniže u hromosferu. Kretanje masa odvija se duž linija magnetnog polja, a brzine su reda veličina od nekoliko stotina kilometara u sekundi. Kod mirnih protuberanci takođe se javljaju nagla pojačanja aktivnosti koja traju po nekoliko sati. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000 K.
 |
| Tačka na slici pokazuje veličinu Zemlje u odnosu na Sunce |
U oblastima gde se nalaze pege javljaju se tzv. eruptivne protuberance. Za razliku od prethodnih tipova protuberance ovog tipa dostižu vrlo velike visine, čak i preko milion kilometara. Najčešće se javljaju u obliku luka koji se brzo povećava, pa nakon pucanja luka materijal pada nazad u hromosferu.
Sledeća grupa protuberanci su tzv. protuberance Sunčevih pega. One su uvek vezane za grupe pega. Njihovi oblici strogo prate linije jakih magnetnih polja i zbog toga se kada su na rubu Sunca, vide u obliku petlji.
Pre nastanka eksplozije dolazi do pojačavanja zračenja jonizovanog gasa korone. Zatim, u trajanju od oko jednog minuta, dolazi do ubrzavanja elektrona što je praćeno rendgenskim zračenjem većih energija. Nakon toga se jedan filamen raspada i formira dva sjajna vlakna. Ova dva vlakna u roku od nekoliko minuta dostižu najveći sjaj. Sjaj opada po više sati, zavisno od jačine eksplozije, a vlakna se raspadaju.6.2.2. Eksplozije u hromosferi
Jedan od najznačajnih oblika Sunčeve aktivnosti si eksplozije u hromosferi. To su iznenadni i kratkotrajni procesi u kojima dolazi do velikog pojačanja intenziteta zračenja u ograničenim oblastima fotosfere. Ove eksplozije nastaju kao rezultat naglog oslobađanja magneten energije i njenog prelaska u kinetičku energiju, toplotu i svetlost. One su usko povezane sa jakim magnetnim poljima pega i najčešće se javljaju u multipolarnim grupama.
Eksplozije u hromosferi
Eksplozije su vrlo složene pojave koja se odigrava celom dubinom atmosfere. Energija koja se oslobađa u jednoj eksploziji nekad može da se poredi sa celokupnom energijom koju celo Sunce izrači u jednoj sekundi. Oko 20% energije, oslobođene u eksplozijama, emituje se u optičkom delu elektromagnetno spektra. Preostali deo odlazi na UV, X i radio zračenje, kao i na zagrevanje i izbacivanje oblaka jonizovanog gasa (plazme) koji se kreće kroz koronu u međuplanetarni prostor brzinom do 1.500 km/s. Pojedine čestice oblaka dostižu i brzine skoro jednake brzini svetlosti, pa takve čestice do Zemlje stižu skoro isto kad i svetlost eksplozije. Snopovi takvih čestica (elektrona i atomskih jezgara) poznati su kao Sunčevi kosmički zraci.
7. Detekcija neutrina
Teoretičari su prilično sigurni da se u centru Sunca odigrava proton-proton ciklus. Zasnovani na detaljnim kompjuterskim simulacijama matematički modeli Sunca – temperature, gustine, sastava, nuklearnog goriva itd, predviđaju osobine koje se vrlo dobro slažu sa posmatranjima Međutim, posmatranja su ograničena na spoljašnjost Sunca – fotosferu, hromosferi i koronu. Astronomi poseduju vrlo malo direktnih dokaza nuklearnih reakcija u centru Sunca. razlog je vrlo jednostavan: elektromagnetno zračenje iz dubine Sunca ne može da se probije napolje. Moćni fotoni g-zraka nastali u jezgru Sunca bivaju apsorbovani i ponovo emitovani u različitim pravcima na njihovom putovanju, koje traje oko hiljadu godina, do površine. Ovi fotoni Sunce najčešće napuštaju u obliku vidljivog ili IC zračenja.
Nasuprot fotonima neutrini, koji takođe nastaju kao produkt proton-proton ciklusa, bez ikakvih teškoća napuštaju Sunce, uopšte ne interagujući sa njim. Krećući se brzinom svetlosti neutrini napuštaju našu zvezde samo nekoliko sekundi nakon nastanka. Za razliku od g-zraka, koji zagrevaju Sunce interagujući sa materijom u njegovoj unutrašnjosti (prilikom apsorpcije g-foton predaje deo svoje energje atomu ili jonu koji ga je apsorbovao), neutrini uopšte ne zagrevaju okolinu, oni čak rashlađuju unutrašnjost Sunca odnoseći izvesnu količinu energije.
Prema tome, neutrini, bar teoretski, pružaju mogućnost da se dobiju direktne informacijeo tome šta se dešava u centru Sunca.
Naravno, činjenica da neutrini prolaze kroz čitavo Sunce bez interakcije ukazuje na to da je neutrine vrlo teško detektovati na Zemlji. Ipak, oni interaguju sa nekim hemijskom elementima, npr. hlor i galijum, i ova činjenica je vrlo značajna i presudna u konstrukciji instrumenata za detekciju neutrina. Povremeno neutrino sa Sunca može da udari u jezgro izotopa hlora 37Cl i prevodi ga u 37Ar, ili ako bi neutrino interagovao sa jezgrom 31Ga preveo bi ga u jezgro 31Ge.
 |
| Rezervoar u rudniku |
Kasnih 60-tih godina XX veka tim naučnika iz Brukhevenske (Brookhaven) nacionalne laboratorije sagradio je veliki rezervoar na dnu jednog starog rudnika zlata, Homestake, u Južnoj Dakoti. Ovaj rezervoar su napunili sa 400.000 litara perhloretilena (tečnost koja se koristi u rashladnim uređajima). Na dubini od 1,5 km bilo je sigurno da je moguće izbeći uticaj bilo kojih dugih elementranih čestica sa Zemlje, zbog toga što većina subatomskih čestica ne može da se probije do te dubine. Ovaj rezervoar naučnici su ostavili u rudniku nekoliko meseci, a za to vreme su periodično detektorima proveravali da li je neki atom hlora preveden u argon, što bi ukazalo na postojanje neutrina.
Jedan mali deo energije nastale u Suncu (oko 2%) odnose oslobođeni neutrini. Ove stabilne leptonske čestice krećući se brzinom svetlosti za oko 2 sekunde dospevaju od mesta nastanka do površine Sunca. Prema standardnom modelu sa Sunca bi na kvadratni metar Zemljine površine svake sekunde trebalo da dospe između 6,5 i 8,6◦1010 neutrina. Na osnovu veličine detektora u predviđenih uslova i reakcija u jezgru Sunca, teoretičari su prognozirali da bi u rezervoaru u proseku, trebao da bude detektovan jedan neutrin svakog dana (svakog dana kroz rezervoar prolazi 1016 neutrina ali verovatnoća da se oni sudare sa atomima hlora u rezervoaru je mala, i zbog toga samo jedan neutrin može biti detektovan). Eksperiment je u pogledu detekcije neutrina bio uspešan, ali broj detektovanih neutrina bio je dosta manji od onoga što je teorija predviđala. Tokom celog eksperimenta u proseku je detektovano 2-3 neutrina nedeljno. Očigledno, jedini način koji je omogućavao da se "zaviri" u unutrašnjost Sunca suočio je naučnike sa problemom. Ovaj problem poznat je pod nazivom problem solarnih neutrina.
Bez obzira što je detekcija neutrina vrlo komplikovan i precizan eksperiment, gotovo je nemoguće da problem malog broja detektovanih neutrina leži u neispravnosti opreme ili u greškama prilikom merenja. deficit neutrina je konstantno registrovan u svim eksperimenima koji su ponavnljani i narednih decenija (do danas). Prva potvrda ispravnosti merenja stigla je iz Japana gde je takođe sagrađen detektor neutrina, ali deficit neutrina bio je ekvivalentan.
Sledeći ekspreimenti detekcije solarnih neutrina bili su SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) i US-European GALLEX. U ova dva eksperimenta umesto hlora za detekciju neutrina korišćen je galijum, ali rezultat je uvek bio isti – detektovano je manje neutrina nego što je teorija predviđala.
Teško je izbeći zaključak da postoji ozbiljno neslaganje između teorijske procene broja neutrina koje Sunce emituje i broja stvarno registrovanih neutrina. Kako je moguće objasniti ovo neslaganje? Ako, kao što naučnici smatraju, detektori dobro rade, postoje samo dva moguća načina za objašnjenje deficita neutrina. Prva mogućnost je da neutrini ne nastaju u tolikom broju kao što se smatra, a druga da ne stižu svi nastali neutrini do Zemlje.
Ako bi temperatura u jezgru bila niža, prema prihvaćenoj teoriji broj nastalih neutrina bio bi manji. Pri smanjenju temperature za 10% u odnosu na predviđanje Standardnog modela, tj. temperatura od 13,5×106 K, idalje bi bio moguć nastanak 4He, ali ovaj proces bio bi praćen nastankom manjeg broja neutrina. Ali, ako bi temperatura jezgra Sunca bila toliko manja smanjio bi se ukupan sjaj Sunca, pa se većina teoretičara slaže da numerički metodi ne mogu da naprave grešku od 1.5×106K kad su sva druga posmatranja identična sa teorijskim predviđanjima. Pored toga, već pomenuti program GONG je eksperimentalno isključio mogućnost da je temperatura jezgra manja od 15×106K.
Ipak, po nekim teorijama, u unutrašnjosti Sunca otprilike svakih sto miliona godina dolazi do skokovitog mešanja materije, koje dovodi do širenja jezgra i pada temperature u njemu. Pretpostavlja se da, usled ovog mešanja, dolazi do povećanja koncenracije jezgara težih elemenata u jezgru Sunca u odnosu na površinske slojeve. Zbog toga opada i nivo nuklearnih reakcija, a samim tim smanjuje se i broj emitovanih neutrina.
Prema proračunima, ovakva stanja, sa sniženom temperaturom u jezgru Sunca, traju po desetak miliona godina. Najverovatnije je da se u ovom trenutku Sunce nalazi u jednom takvom međustanju. Smatra se da je danas temperatura u jezgru Sunca oko 14×106 što je nešto niže od vrednosti koju predviđa Standardni model.
Umesto toga, karakteristike samih neutrina mogu da objasne nastale probleme. Ako bi neutrini posedovali bar vrlo malo masu, bilo bi moguće da oni promene svoje osobine, pa čak i da se transformišu u neke druge čestice tokom svog osmominutnog putovanja do detektora na Zemlji. Fizika elementarnih čestica poznaje tri oblika neutrina elektronski, mionski i taonski neutrino. U nuklearnim reakcijama na Suncu nastaju elektronski neutrini, ali tokom putovanja ka Zemlji oni mogu da se promene i postanu mionski ili taonski neutrini. Ovaj proces promene neutrina iz jednog oblika u drugi naziva se oscilacija neutrina. Prema ovom stanovištu, neutrini (elektronski) nastaju u jezgru Sunca u onom broju koji predviđa Standrardni model, ali neki od njih menjaju svoj oblik i tako izbegavaju detekciju pošto detektori mogu da detektuju samo elektronske neutrine. Predložene su eksperimentalne metode u blizini nuklearnih reaktora na Zemlji u kojima se proizvode neutrini i oni će najverovatnije omogućiti proveru ove ideje u narednih nekoliko godina.
Gde su nestali neutrini? Da li proton-proton ciklus funkcioniše na način an koji mi mislimo? Da li stavrno znamo koji se procesi odigravaju u dubinama Sunca i drugih zvezda? Za sada, misterija solarnih eutrina ostaje nerazjašnjena, mada većina fizičara favorizuje ideju o oscilovanju neutrina. Većina naučnika smatra da objašnjenje nedostatka neutrina neće biti u suprotnosti sa Standardnim modelom i našim znanjima o odigravanju proton-proton ciklusa u jezgru. Većina veruje da je ono što znamo o solarnoj fuziji u osnovi tačno i da treba da napreduje samo naše razumevanje fizike neutrina. Ali, i dalje postoji mogućnost da se usoro opet nađemo na samom početku traganja za odgovorom na jedno od najvažnijih pitanja nauke: Kako sijaju zvezde?
KOJI TELESKOP DA KUPIM?
