Soarele este cel mai mare corp din sistemul solar continnd 98% din masa acestuia, fiind i centrul sistemului solar.Pmntul, toate celelalte planete,

SOARELE

Soarele este cel mai mare corp din sistemul solar continnd 98% din masa acestuia, fiind i centrul sistemului solar.Pmntul, toate celelalte planete, asteroizii, meteoriii, cometele precum i cantitile enorme de praf interplanetar orbiteaz n jurul Soarelui, care totui, prin mrimea sa, conine mai mult de 99% din masa ntregului sistem solar. Masa sa enorm este responsabil de fora gravitaional ce face ca toate planetele sistemului nostru solar s graviteze n jurul lui.El este o sfera de masa gazoas incandescent de la care noi primim cldura i lumina. Are diametrul de 1.391.000 km ceea ce nseamn c este de 109 ori mai mare dect Pmntul. Compoziia Soarelui este de 74% hidrogen i 25% heliu, aceast compoziie fcnd ca Soarele s nu fie solid,materia solar fiind plasma. Temperatura la suprafaa Soarelui este de aproximativ 5000 de grade Celsius, facnd parte din clasa spectral G2V. "G2" (de aici rezultnd culoarea sa galben-portocalie) ,(fig.1), iar spectrul su conine linii de metale ionizate i neutre precum i foarte slabe linii de hidrogen.Soarele este de fapt mai strlucitor dect 85% din stelele galaxiei, majoritatea acestora fiind pitice roii.

Figura 1 Soarele

Vrsta Soarelui este de circa 4,5 miliarde ani. Acesta se rotete n jurul centrului galaxiei noastre , Calea Lactee, fa de care se afl la distana de 25-28 de miid e ani lumin, realiznd o micare de revoluie n aproximativ 225-250 de milioane de ani. Viteza orbital este de 220 km/s, adic un an-lumin la fiecare 1.400 de ani. Volumul soarelui ar putea cuprinde 1.300.000 de planete de dimensiunea Pmntului. Fora gravitaional este aproximativ de 28 de ori mai puternica dect cea terestr.Soarele este o stea din a treia generaie, a crei formare este posibil s fi fost declanat de undele de oc ale unei supernove aflate n vecintate.

STRUCTURA SOARELUI: NUCLEUL este regiunea central care ocup 20% din volumul Soarelui, conine jumtate din masa lui i are o raz de aproximativ 120.000 km. Aici temperatura este de 14 milioane de grade Celsius, iar presiunea de 340 miliarde de ori mai mare dect presiunea de pe Pamnt (msurata la nivelul mrii). Aceste condiii permit ca 4 protoni ( nuclee de hidrogen) s se uneasc pentru a forma un nucleu de heliu, proces numit fuziune nuclear. n fiecare secund sunt convertite n heliu 592 milioane tone de hidrogen, proces n care 4,1 milioane tone sunt convertite n energie - conform celebrei relatii E=mc 2 ZONA DE RADIAIE este o regiune cu o lime de aproximativ 380.000 km n care energia eliberat de nucleu sub forma de fotoni si caut drumul ctre suprafata. Dei fotonii se deplaseaz cu viteza luminii, strbaterea acestei regiuni poate dura milioane de ani deoarece ei sunt permanent absorbii i re-emii de materia solar.

ZONA DE CONVECIE are o lime de aproximativ 280.000 km. Energia emis de nucleu ajunge aici sub forma de cldura, care este transportat mai departe prin cureni : gazul cald se ridic la suprafaa unde se rcete, dup care intr n interior pentru a se nclzi - proces numit convecie.

FOTOSFERA este un strat cu grosimea de aproximativ 250 km i reprezint suprafaa vizibil a Soarelui. Ea emite cea mai mare parte din lumina solar i are o temperatur de aproximativ 5700 grade Celsius. Privit printr-un telescop puternic, fotosfera apare ca o suprafa agitat pe care sunt raspndite granulele. Acestea sunt formatiuni de materie gazoas cu o temperatura cu circa 300 de grade mai ridicata dect cea a fotosferei i pot fi asemanate cu nite boabe de orez cu dimensiunile cuprinse ntre 250 i 1500 km n diametru, fiind comparabile cu mrimea unei ri ca Frana. Ele evolueaz rapid (apar i dispar) n mai putin de un sfert de or. Granulele sunt determinate de gazele fierbini care ajung n fotosfer din zona de convecie.

CROMOSFERA este o regiune care poate ajunge pna la 5.000 km deasupra fotosferei i care are o temperatur medie de aproximativ 4.500 grade (crete odat cu cresterea nlimii avnd n partea superioara 20.000 de grade Celsius). Fiind mai rece dect fotosfera ea poate fi observata numai n timpul eclipselor totale de Soare, cnd discul solar este acoperit de discul aparent al Lunii. Aceast regiune a fost denumit cromosfera deoarece n timpul eclipselor se prezinta sub forma unui cerc de lumina roiatic. Ea este acoperit de mici jeturi de gaz foarte cald numite spicule care pot fi observate la marginea discului solar. Spiculele se formeaz deasupra granulelor care se sparg. Spiculele pot ajunge pna la nalimea de 10.000 km, particulele constituente avnd viteza de 15-20 km/s. Cromosfera este numit i spayul fotosferic, deoarece pare a fi facuta n ntregime din spicule de o mare varietate de dimensiuni.

COROANA SOLAR este stratul exterior al atmosferei solare i se ntinde de la limita superioar a cromosferei pna la nalimi de ordinul milioanelor de kilometri, scldnd planetele cele mai apropiate de Soare : Mercur, Venus, Pamnt i Marte. Fiind de un milion de ori mai putin strlucitoare dect fotosfera ea poate fi observat numai n timpul eclipselor totale de Soare sau cu un aparat special care acopera discul solar, numit coronograf i se prezinta sub forma unui halou argintat mai mult sau mai putin neregulat. Coroana este formata din uvite de gaz rarefiat care evadeaz n spaiu dnd natere unor particule ncrcate electric cunoscute sub numele de vnt solar. Viteza materiei ionizate n vecintatea Soarelui este mic (de ordinul zecilor de kilometri pe secund) dar crete pe msura ce acestea se ndeparteaza ajungnd ca n vecinatatea Pamntului s fie de aproximativ 350 km/s. n mod normal concentraia vntului solar este de 5-10 particule pe centimetru cub .

n cadrul expunerii de mai sus straturile exterioare ale Soarelui (fotosfera, cromosfera i coroana) au fost privite ca nite paturi linitite n care nu se ntmpla nimic. Din observaii stim c n interiorul lor au loc procese active care se desfoar sub diverse aspecte. Totalitatea acestor procese constituie aa-numita activitate solar. n ceea ce privete activitatea solara ne vom opri asupra:

petelor solare ale fotosferei

protuberantelor din cromosfer

erupiilor solare

PETELE SOLARE

Dintre toate fenomenele solare, petele par a fi cel mai remarcabil mod de activitate solar. Acestea sunt uor de pus n evidena i au fost observate din timpuri strvechi . O pat solar este o formaiune de culoare ntunecat care apare printre granulele fotosferice . La nceput ea apare ca un por care se dezvolt i poate s dureze cteva sptamni.

Culoarea nchis a petei se datoreaz faptului c exist un efect de contrast ntre strlucirea normala a fotosferei i strlucirea petelor care au o temperatur mai sczuta (aproximativ 4230 grade Celsius). Dimensiunile, aspectul i poziia petelor solare sunt variabile n timp. O pat obinuit are diametrul de circa 7.000-15.000 km, dar uneori pot ajunge la pna la 50.000 km, iar n cazuri excepionale pot avea diametre mult mai mari (cea mai mare pata a fost observata n 1947, ea avnd diametrul de 230.000 km ). Pentru a le putea vedea cu ochiul liber ( cu msurile de protectie corespunzatoare) diametrul lor trebuie s fie de cel putin 40.000 km - probabil c despre astfel de pete se vorbete n cronicile medievale. Pentru comparaie s menionm ca diametrul Pamntului este de 12.740 km!

Din observarea petelor solare s-a constatat c Soarele se rotete n jurul unei axe care trece prin centrul su. Sensul acestei rotaii, vzut de pe Pmnt, este de la stnga la dreapta observatorului, adic de la est spre vest. Totodat s-a determinat c viteza de rotaie scade de la ecuator spre poli, astfel nct perioada de rotaie este de 27 de zile la ecuator , respectiv de 34 de zile la poli.

Msurtorile spectroscopice au artat c n petele solare exist un cmp magnetic de circa 9.000 de ori mai intens dect cel al Pmntului. Petele solare se comport ca polii unui imens magnet.

PROTUBERANTELE

Protuberantele sunt nori de gaz incandescent care se pot observa sub aspectul unor tnituri ale materiei din cromosfera spre coroan. Protuberantele au forma unor uvoaie de ap aruncate de fntnile arteziene sau pot aparea ca niste limbi de foc care se nal deasupra cromosferei. Acestea sunt mai puin strlucitoare dect fotosfera i deci pot fi observate numai n timpul eclipselor totale de Soare sau cu aparate speciale.

Unele din protuberante sunt calme, durnd chiar mai multe rotaii solare, altele se caracterizeaz prin dinamism i schimbri rapide. Apariia acestora din urma este legat de petele solare.

ERUPIILE SOLARE

n timpul unei erupti solare o cantitate enorm de energie care se afl n cromosfera i n coroana este eliberat dintr-o dat. Materia este proiectat n coroan i deoarece particulele sunt accelerate la viteze foarte mari (150.000 km/h) ele sunt expulzate n spaiul interplanetar, genernd rafale ale vntului solar. n vecintatea Pamntului viteza particulelor care formeaz vntul solar este n medie de 350 km/s i crete n urma unei erupii la 800 km/s. De asemenea, crete i concentratia lor, de la 5-10 particule/cm3 la 100 particule/cm3. Aceste perturbaii afecteaz cmpul magnetic terestru, deformndu-l. Particulele ncrcate electric, care n mod normal sunt deviate de cmpul magnetic terestru, urmresc liniile de cmp n regiunea polilor i ptrund n atmosfera ncalzind-o, producnd raze X i gaze ionizate.

Ca efecte putem meniona aurorele polare, perturbarea telecomunicaiilor, apariia unor supratensiuni pe liniile de transport ale energiei electrice care pot deteriora reelele de distribuire a electricitii; ca urmare a nclzirii produse atmosferei, aceasta se extinde, ceea ce constituie o piedic pentru satelii, avnd ca efect scoaterea lor de pe orbit.

CICLUL VIETII SOARELUI

Soarele a nceput s se formeze cu mai bine de 5 miliarde de ani n urma dintr-un nor de gaz i de praf interstelar cu diametrul de 46 de ani lumina. Acesta radia puin energie i era ntr-un echilibru instabil: putea fie s se condenseze, fie s se disipe.

O perturbaie, generat de trecerea unei stele sau de unda de oc produs de explozia unei stele apropiate, a iniiat colapsul, norul ncepnd s se fragmenteze. n urmtoarele mii de ani materia a nceput s se condenseze n globule. Globula din care s-a format Soarele avea un diametru de 100 de ori mai mare dect cel al sistemului solar actual i masa de 25 de ori mai mare dect masa Soarelui. Dup 100.000 de ani el s-a micorat n a milioana parte din dimensiunea originala, fiind nc de doua ori mai mare dect diametrul sistemului solar. Temperatura a devenit suficient de mare pentru a produce radiaie infraroie ceea ce a ncetinit colapsul. Din acest moment a devenit stabila ntr-o stare care poart denumirea de protostea.

n numai cteva mii de ani protosteaua s-a micorat pna cnd a devenit mai mic dect orbita planetei Mercur. Temperatura nucleului a crescut la cteva milioane de grade, suficient pentru a produce fuziunea hidrogenului n heliu. Puterea emis de Soare este de 383 miliarde de miliarde de MW, deci energia emis ntr-o secund este de 13 milioane de ori mai mare dect energia electric consumat de Statele Unite ntr-un an. Hidrogenul este suficient pentru ca echilibrul s fie stabil nc 5 miliarde de ani, timp n care n centrul stelei se formeaz un mare miez de heliu.

Dup 10 miliarde de ani de stabilitate n centrul Soarelui nu va mai exista suficient hidrogen; acesta se gsete n schimb din abundenta n straturile exterioare unde reacia de fuziune a hidrogenului n heliu va continua. Aceasta deplasare a reaciei de fuziune spre exterior va avea ca efect creterea dimensiunilor Soarelui i totodata modificarea culorii sale spre rou. Soarele va nghii planetele Mercur si Venus topindu-le, ajungnd chiar aproape de orbita Pmntului. Vazut de pe Pamnt, acest glob rou va acoperi cea mai mare parte a cerului. Dar omul nu va avea posibilitatea s priveasc acest magnific spectacol cosmic, deoarece razele Soarelui dilatat vor nclzi suprafata Terrei la 4000 grade Celsius i vor evapora tot ceea ce se afla pe planeta. Probabil c pna atunci oamenii vor fi plecai spre alta parte a galaxiei

n final, dup epuizarea heliului, far combustibil i incapabil s produc o presiune a radiaiei care s menin regiunile exterioare, Soarele va colapsa ntr-un corp de mrimea Pamntului. Temperatura din interior va fi insuficient pentru fuziunea nucleelor de carbon (pentru aceasta ar fi necesara o temperatura de 600 milioane de grade Celsius), dar destul de ridicata pentru ca steaua s apar ca alb-fierbinte. Va deveni o pitic alba, att de densa nct o lingurita de materie va cntri o tona. Soarele va continua s se rceasc sfrind prin a fi incapabil s mai emit lumin. Rmas fr energie va ajunge la temperatura spaiului.