Spune-ți opinia!

Soarele

Soarele a fost glorificat de civilizaţiile străvechi şi ridicat la rang de zeitate, a slujit la alcătuirea calendarelor pe care se bazau evenimentele din viaţa oamenilor acelor vremuri, a reprezentat mereu o parte importantă a vieţii fizice, dar mai ales a celei spirituale.


Soarele, gigantul sistemului solar, este de fapt o stea normală, modestă ca mărime, temperatură şi manifestări. Soarele este o stea de tip G2V, aflat în secvenţa principală (perioada de maturitate a stelei), chiar la mijlocul acesteia. Stelele cu adevărat masive există în număr mic, pe când stelele mici, ca piticele roşii, sunt extrem de numeroase.

Soarele este o stea solitară, spre deosebire de multe alte stele asemănătoare. Peste două treimi din stelele vizibile sunt prinse în sisteme duble sau multiple; şi totuşi, tendinţa generală este a sistemelor cu stea unică; cele mai multe pitice roşii, ce întrec cu mult ca număr restul stelelor, se prezintă în sisteme singulare.

Soarele s-a format în centrul unei nebuloase gazoase. Modelele computerizate de evoluţie stelară arată că ar avea vârsta de 4,57 miliarde ani, aflându-se aproximativ la jumătatea vieţii sale. Neavând destulă masă pentru a exploda într-o supernovă, viitorul său îl va reprezenta transformarea în gigantă roşie, peste 4-5 miliarde ani, iar straturile superioare se vor extinde pe măsură ce hidrogenul din nucleu se consumă.

Orbitele planetelor interioare vor fi înghiţite, eventual şi cea a Pământului. Se poate însă ca masa pe care Soarele o va pierde până la stadiul de a ajunge o gigantă roşie să împingă orbita Terrei în exterior. Totuşi, clima nu va fi deloc favorabilă, atmosfera şi oceanele evaporându-se complet.

Odată faza de gigantă roşie încheiată, puternicele pulsaţii termice vor determina aruncarea în spaţiu a straturilor superioare ale stelei, formând o nebuloasă planetară. În urmă nu va rămâne decât nucleul, dens şi fierbinte, ce se va răci treptat timp de multe miliarde de ani.

Soarele orbitează în jurul centrului Căii Lactee la o distanţă de 25.000-28.000 a.l. de centrul galactic
, o revoluţie durând 225-250 milioane ani. Viteza cu care se deplasează sistemul solar este de 217 km/s, ceea ce înseamnă un an-lumină la fiecare 1.400 ani sau 1 UA la fiecare 8 zile.

Deşi este doar o stea de dimensiune mijlocie, Soarele conţine mai mult de 99% din masa întregului sistem solar. Este o sferă aproape perfectă, axa polară diferind de cea ecuatorială doar cu 10 km.

Soarele orbitează în jurul centrului de greutate al sistemului solar, care este situat aproape de suprafaţa sa, în special datorită masei mari a planetei Jupiter. Forţa centrifugă la nivelul ecuatorului produsă de rotaţia lentă a Soarelui este de 18 milioane de ori mai slabă decât forţa gravitaţională. Efectele mareice ale planetelor sunt mult prea slabe pentru a produce o deformare.

Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, la o distanţă de aproximativ 149,6 milioane km. Această distanţă este considerată o mărime de măsurare a lungimii, numită unitate astronomică (UA), folosită pentru măsurarea distanţelor din sistemul solar. Uriaşa sferă de gaz ionizat asigură fotosinteza plantelor, este sursa principală a combustibililor fosili, ne dă anotimpurile, curenţii oceanici şi clima.

Soarele devine tot mai luminos cu timpul. La început, curând după formarea Terrei, Soarele strălucea doar cu 75% din forţa cu care o face astăzi.

Soarele este de 332.900 ori mai masiv decât Pământul şi conţine 99,86% din masa întregului sistem solar. Adună la un loc, prin forţa sa gravitaţională, toate corpurile ce fac parte din acest sistem. Diametrul Soarelui este de 1.390.000 km, iar temperatura din centru este de 15.600.000 K, pe când cea de la suprafaţă este de doar 5.700 K (exceptând petele solare).

Straturile superioare are Soarelui se rotesc diferit faţă de nucleu. Iar straturile de la ecuator se rotesc diferit faţă de cele de la poli. Aceste lucruri se întâmplă deoarece steaua nu este un corp solid precum Terra, ci gazos. Doar nucleul său se comportă ca un corp solid (din cauza presiunii foarte mari care îl ţine compact).

Soarele emite radiaţie de intensitate relativ scăzută de particule încărcate electric (în special protoni şi electroni), cunoscută ca vânt solar, ce se propagă cu 450 km/s.

 

 

Sistemul solar

Sistemul solar (concepţie artist)
credit: keepwalking07.deviantart.com


CICLUL SOLAR

Materia solară se găseşte sub formă de gaz sau plasmă, datorită temperaturii foarte mari. Acest lucru face posibil ca Soarele să se rotească la nivelul ecuatorului mai repede (în 25 de zile), decât la latitudini mai mari (35 de zile). Rotaţia diferită duce la tensionarea liniilor de câmp magnetic, producând pete şi proeminenţe solare.

Ciclul solar se datorează faptului că nucleul nu se comportă întotdeauna identic. Astfel, pe măsură ce reacţiile de fuziune consumă hidrogenul, temperatura şi presiunea încep să scadă, determinând o relaxare, o creştere în volum. Însă reducerea presiunii face ca masa să nu mai poată suporta gravitaţia, astfel că se produce un mic colaps, ceea ce duce din nou la creşterea presiunii şi temperaturii, şi la reluarea ciclului.

Ciclul solar reprezintă o perioadă de 22 ani în care câmpul magnetic solar se roteşte cu 360 de grade, polii magnetici inversându-se. Activitatea magnetică are o influenţă importantă asupra activităţii stelei. Ciclul prezintă un maxim o dată la aproximativ fiecare 11 ani şi, de asemenea, un minim. Maximul se caracterizează prin pete solare frecvente, explozii solare dese şi puternice, intensificarea tuturor fenomenelor solare în general.

Petele solare sunt regiuni în care activitatea magnetică este foarte puternică, ceea ce duce la o temperatură mai scăzută (dar încă fierbinte!) faţă de zona înconjurătoare; au o luminozitate mai slabă. Temperatura acestor pete se situează între 4.000-4.500 K, faţă de temperatura normală la suprafaţă de puţin peste 5.700 K.

Petele solare sunt partea vizibilă a fluxurilor magnetice din zona convectivă. Dacă stresul asupra fluxului atinge o anumită limită, acesta se va bucla cu capetele spre suprafaţa Soarelui. Petele apar în general în perechi şi au polarităţi opuse. Ele migrează de-a lungul ciclului solar, apropiindu-se de ecuator în perioada de maxim. Sunt uşor de observat cu un telescop mic, cu protecţia adecvată.


 

 

Sistemul Solar
Clic pe imagine pentru a vedea structura sistemului solar la o dimensiune mai mare!

 


ECLIPSELE SOLARE


Eclipsa solară implică Soarele, Luna şi Pământul. Acestea trebuie să fie aliniate, Luna trecând printre Soare şi Terra. Discul lunar va acoperi un timp scurt discul solar.

Acest eveniment are loc numai în cazul în care Luna este plină, însă nu în fiecare lună. Planul orbitei Lunii este înclinat cu 5 grade faţă de ecliptică. Eclipsa are loc astfel în două poziţii lunare, numite noduri, unde orbita Lunii intersectează orbita terestră.

Eclipsele pot fi de trei feluri: parţiale (când discul solar nu este acoperit complet de cel lunar); inelare (când Luna este depărtată de Terra şi mărimea ei aparentă pe cer este mai mică decât a Soarelui); totale (când Soarele este acoperit complet de Lună). Durata maximă a unei eclipse totale de Soare este de 7 minute.

În timpul eclipsei totale se poate observa coroana solară (altfel invizibilă datorită luminii foarte puternice) şi, de asemenea, părţi din cromosferă. Cerul se va întuneca brusc, ca după o jumătate de oră de la apusul Soarelui, pe cer apărând cele mai strălucitoare stele şi planete la momentul respectiv. Temperatura poate scădea şi chiar pot apărea unele fenomene meteorologice, datorită diferenţelor de temperatură ale maselor de aer.

ATENŢIE! Nu priviţi niciodată spre Soare direct, poate cauza orbire temporară sau permanentă! Nu folosiţi niciodată instrumente astronomice fără protecţia necesară când studiaţi Soarele, lumina amplificată a acestuia putând cauza orbire permanentă şi arsuri!


COMPOZIŢIA SOARELUI

Soarele face parte din a treia generaţie de stele apărute în Univers. Abundenţa elementelor grele, ce se pot forma doar în interiorul stelelor foarte fierbinţi sau imediat după explozia unei supernove, confirmă această teorie.

Clasa spectrală din care face parte Soarele este G2V. G2 înseamnă că temperatura la suprafaţă este de aproximativ  5.500 K, culoarea este albă (atmosfera îi dă un efect de gălbui). Spectrul conţine linii de metale ionizate şi neutre şi, de asemenea, ale hidrogenului. V înseamnă că se află în secvenţa principală, generând energie prin fuziunea hidrogenului şi aflându-se în echilibru hidrostatic.

În galaxia noastră există peste 100 de milioane de stele ce fac parte din această clasă spectrală, deci sunt foarte asemănătoare cu Soarele nostru.

Compoziţia Soarelui (în funcţie de numărul de atomi): 92.1% H; 7.8% He; 0.061% O ; 0.030% C ; 0.0084% N ; 0.0076% Ne ; 0.0037% Fe ; 0.0031% Si ; 0.0024% Mg ; 0.0015% S ; 0.0015% alte elemente.


STRUCTURA SOARELUI

La fel ca Pământul, Soarele este compus din mai multe straturi ce îi definesc structura. Însă, spre deosebire de Terra, acesta este complet gazos şi nu are o suprafaţă bine determinată. Temperatura şi densitatea cresc dramatic cu cât înaintăm spre centru. În centru densitatea atinge 150 g/cm3, pe când în coroană abia atinge 1x10-15 g/cm3, asemănător cu vidul produs în laboratoarele pământene.

Structura Soarelui este însă bine definită. Interiorul solar nu este direct observabil, acesta fiind opac la radiaţia electromagnetică. Helioseismologia foloseşte undele produse de cutremurele solare pentru a măsura şi vizualiza structura internă.


NUCLEUL - sursa energiei solare

Nucleul Soarelui este sursa întregii energii solare. Nucleul solar este considerat a se extinde la peste 20% din rază. Temperatura aici este de 15 milioane K, iar materia este foarte densă. Aceste condiţii fac posibilă desfăşurarea fuziunii hidrogenului.

În nucleu, căldura intensă nu permite ca atomii să existe şi îi separă în părţi componente, electroni şi ioni pozitivi, rezultând plasma, neutră din punct de vedere electric. Temperatura foarte mare face particulele să se mişte cu o viteză apreciabilă, iar densitatea facilitează întâlnirea lor, ceea ce duce la reacţia de fuziune, formându-se astfel nuclee mai grele şi eliberându-se energia solară. Cea mai mare parte a vieţii sale Soarele va produce heliu din hidrogen.

Rata fuziunii nucleare depinde de densitate, astfel că în nucleu Soarelui permanent se echilibrează, iar steaua pulsează uşor de-a lungul ciclurilor sale. Aproximativ 8,9x1017 protoni (nucleele de hidrogen) sunt convertite în nuclee de heliu în fiecare secundă, din conversia materie-energie rezultând 383 yottawati (383x1024 W), echivalentul a 9,15x1010 megatone de TNT pe secundă.

Fotonii de mare energie creaţi în centru sunt încetiniţi de absorbţia şi reemisia straturilor ce alcătuiesc structura Soarelui, parcurgând o cale întortocheată şi lungă. Ajunşi la suprafaţă, sunt eliberaţi ca lumină. Drumul pe care îl fac fotonii din centru până la evadare poate fi cuprins între 17.000 de ani şi 50 de milioane ani. Se estimează că în medie calea aceasta ar dura cam 1 milion de ani. Neutrinii emişi, în schimb, nu sunt opriţi de materie, interacţionând foarte slab cu aceasta, fiind o sursă directă de informaţii despre ce se întâmplă în interiorul stelei.


ZONA RADIATIVĂ - transportul lent al energiei


Odată ce energia este produsă în nucleul solar, aceasta trebuie sa părăsească centrul pentru a  ajunge ulterior în regiunile superioare. Transportul fizic al energiei se poate face în mai multe moduri. Pentru o stea de tipul Soarelui, cel mai eficient mod este prin radiaţie.

Regiunea ce înconjoară nucleul Soarelui este zona radiativă. Aici, energia, sub formă de radiaţie, este transferată prin intermediul interacţiilor dintre atomi. Temperatura este mai scăzută decât în nucleu, iar anumiţi atomi rămân intacţi. Aceştia absorb energie, o păstrează pentru o perioadă de timp, după care o cedează. Astfel, energia generată de reacţiile nucleare trece din atom în atom prin zona radiativă. Zona radiativă se întinde de la 0,2 la 0,7 din raza solară. În zona radiativă nu există convecţie termică, gradientul temperaturii fiind extrem de lent.


ZONA DE CONVECŢIE - Zona de fierbere

Energia, odată ieşită din regiunea radiativă, va avea nevoie de alt mod de transport spre suprafaţă, deoarece temperatura scade mult, la “doar” 2 milioane de grade Kelvin. Atomii aflaţi aici vor absorbi de asemenea energie, însă pentru că mediul este mai rece, nu o vor ceda atât de repede. Cel mai eficient mod de transfer de căldură devine acum convecţia. Ne aflăm în zona de convecţie.

Materia fierbinte urcă dinspre centru spre suprafaţă, iar cea rece coboară. Când atinge marginea zonei de convecţie, materia fierbinte începe să se răcească, cedând fotoni, apoi se afundă iar. Mişcarea aceasta seamănă cu cea a apei care fierbe, dându-i un efect de granulare. Convecţia turbulentă din toată această regiune produce câmpul magnetic solar.

Energia este transferată mult mai rapid decât prin radiaţie; este nevoie doar de o săptămână şi ceva pentru ca materia fierbinte să străbată această regiune pentru a ceda fotonii.


FOTOSFERA - suprafaţa efectivă a Soarelui


Suprafaţa vizibilă a Soarelui, fotosfera, este stratul ce împiedică trecerea luminii vizibile. Trecând de fotosferă, energia solară este liberă să se propage în spaţiu. Pentru că Soarele este format din gaz, suprafaţa sa nu este solidă, ca cea a Terrei. Gazul devine tot mai dens cu cât pătrundem în interior.

Energia este transportată în fotosferă din nou prin radiaţie. Deşi temperatura aici este scăzută, gazul este destul de subţire pentru ca atomii să absoarbă şi să elibereze energie.


ATMOSFERA


CROMOSFERA - în continuă mişcare
Deasupra fotosferei se află un strat de gaz de 2.000 km grosime, cunoscut sub numele de cromosferă. Aici, energia este în continuare transportată ca radiaţie. Se pot vedea celule convective, asemănătoare celor din fotosferă, însă mult mai mari, aspectul fiind numit supergranulaţie. Stratul superior al cromosferei este în continuă mişcare. Aceasta se concretizează în flame ce se întind de-a lungul a câteva mii de kilometri, numite spicule.

ZONA DE TRANZIŢIE - Lucrurile se încing din nou
Deasupra cromosferei se află un strat subţire, în grosime de 100 km, unde temperatura creşte radical de la 20.000 K la peste 2 milioane grade Kelvin în coroană. Aceasta este regiunea de tranziţie. Încălzirea dramatică se datorează ionizării complete a heliului din această zonă, ce reduce răcirea de tip radiativ a plasmei.

COROANA - vârful
Coroana este ultimul strat al Soarelui. Se întinde foarte mult în spaţiu, iar forma o capătă în funcţie de câmpul magnetic solar. Electronii liberi se deplasează de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Aici densitatea este extrem de scăzută, iar de pe Terra se poate vedea doar în timpul eclipselor solare totale. Particulele ce formează coroana, sub acţiunea câmpului magnetic solar, sunt transportate sub forma vântului solar, cu o viteză de 400 km/s. Când acest vânt solar interacţionează cu câmpul magnetic terestru, o parte din electroni şi protoni intră în atmosfera Pământului. Aici interacţionează cu alţi atomi, cedându-le energie, pe care apoi aceştia o emit sub formă de lumină divers colorată. Astfel ia naştere aurora.

HELIOSFERA - Ultima frontieră

Este zona în care acţionează vântul solar. Porneşte de la o distanţă de 0,1 UA de Soare şi se extinde până la peste 50 UA, unde intervine heliopauza, graniţa unde vântul solar este oprit de mediul interstelar. Vântul solar este ejectat de Soare în toate direcţiile. Mult mai departe de orbita lui Pluto acesta încetineşte, întâlnind gazele din mediul interstelar. Forma exactă a heliosferei, ca şi distanţa pe care aceasta se întinde, sunt încă imprecis determinate. Sonda Voyager 1, ajunsă în 2010 la distanţa de 17,3 miliarde km de Soare, nu a mai detectat vântul solar şi cel mai târziu în 2014 va trece graniţa către spaţiul interstelar.

 

 

 

Distanţa de centrul Căii Lactee

2,5×1017 km
26.000-28.000 a.l.

Perioada de rotaţie galactică

2,25-2,50×108 ani

Viteza de deplasare în Calea Lactee

217 km/s în jurul centrului Căii Lactee

Viteza relativă faţă de stelele apropiate

19,7 km/s

Înclinaţie

7,25 grade faţă de ecliptică
67,23 grade faţă de planul galactic

Tipul spectral

G2 V

Compoziţie

92,1% hidrogen, 7,8% heliu

Vârsta

4.6 miliarde ani

Distanţa medie faţă de Pământ

149,6 milioane km

8,31 minute-lumină

Perioada de rotaţie siderală

609,12 ore

25,38 zile

Perioada de rotaţie sinodică

27,2753 zile

Perioada de rotaţie la ecuator

26,8 zile

Perioada de rotaţie la poli

36 zile

Raza ecuatorială

695.500 km (109 pământuri)

Circumferinţa ecuatorială

4.379.000 km (109 pământuri)

Volumul

1.142.200.000.000.000.000 km3 (1.300.000 pământuri)

Masa

1.989.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg

1,989 x 1030 kg  (332.900 pământuri)

Densitatea

1,409 g/cm3 (0,255 din a Terrei)

Aria suprafeţei

6.087.799.000.000 km2

6,0877 x 10^12 km2 (11.990 pământuri)

Temperatura suprafeţei

5.777 K

Temperatura nucleului

13,6 milioane K

Gravitaţia de suprafaţă la ecuator

273,95 m/s2 (28 ori cea a Terrei)

Viteza de evadare

2,223.720 km/h

617,54 km/s  (55 ori cea a Terrei)

Luminozitate

3,83 x 10^33 erg/s

Luminozitatea aparentă

-26,8

Magnitudinea absolută

4,8

Constanta solară (iradierea)

1,365 - 1,369 kW/m2

 

 

Loading comment... The comment will be refreshed after 00:00.

Fii primul care comentează.

Spune-ne care-i părerea ta...
caractere rămase.
Loghează-te ( Fă-ți un cont! )
ori scrie un comentariu ca „vizitator”

 



Donează prin PayPal ()


Contact
| T&C | © 2021 Scientia.ro