Soare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă

**Soarele**
Date din observaţii

Distanţa medie faţă de Pământ	1,496×10⁸ km (8,31 minute lumină)
Luminozitate vizuală(V)	−26,8^m
Magnitudine absolută	4,8^m
Clasificare spectrală	G2V
Caracteristicile orbitei
Distanţa medie faţă de centrul Căii Lactee	~2,5×10¹⁷ km (26 000-28 000 ani-lumină)
Perioada Galactică	2,25-2,50×10⁸ ani
Viteza	217 km/s pe orbită în jurul centrului galaxiei, 20 km/s relativ la viteza medie a stelelor învecinate
Caracteristici fizice
Diametru mediu	1,392×10⁶ km (109 ori diametrul Pământului)
Circumferinţă	4,373×10⁶ km (342 ori diametrul Pământului)
Aplatizare	9×10⁻⁶
Aria suprafeţei	6,09×10¹² km² (11 900 ori mai mult decât Pământul)
Volum	1,41×10¹⁸ km³ (1 300 000 ori mai mult decât Pământul)
Masă	1,9891×10³⁰ kg (332 950 ori mai mult decât Pământul)
Densitate	1,408 g/cm³
Gravitaţia la suprafaţă	273,95 m s^-2 (27,9 g)
Viteza de evadare de pe suprafaţă	617,54 km/s
Temperatura la suprafaţă	5780 K
Temperatura coroanei	5 MK
Temperatura miezului	~13,6 MK
Luminozitate (L_sol)	3,827×10²⁶ W 3,9×10²⁸ lm or 100 lm/W randament
Radiaţia medie (I_sol)	2,009×10⁷ W m^-2 sr^-1
Caracteristicile rotaţiei
Înclinare	7,25° (faţă de elipsă) 67,23° (faţă de planul galaxiei)
Ascendentul Polului Nord^[1]	286,13° (19 h 4 min 30 s)
Declinaţia Polului Nord	+63,87° (63°52' Nord)
Perioada de rotaţie la ecuator	25,3800 zile (25 d 9 h 7 min 13 s)^[1]
Viteza de rotaţie la ecuator	7174 km/h
Compoziţia fotosferei (după masă)
Hidrogen	73,46 %
Heliu	24,85 %
Oxigen	0,77 %
Carbon	0,29 %
Fier	0,16 %
Neon	0,12 %
Azot	0,09 %
Siliciu	0,07 %
Magneziu	0,05 %
Sulf	0,04 %

Soarele este steaua aflată în centrul sistemului nostru solar . Pământul şi toată materia (inclusiv celelalte planete , asteroizi, meteoriţi, comete şi praf) orbitează în jurul Soarelui, care singur constitue mai mult de 99% din masa sistemului solar. Energia provenită de la Soare (sub forma luminii), întreţine aproape întreaga viaţă de pe Pământ, prin fotosinteză, iar prin intermediul căldurii, clima şi vremea pe Pământ.

În cadrul discuţiilor dintre cercetători, Soarele este referit uneori şi cu numele său latin Sol, sau grecesc Helios. Simbolul său astrologic este un cerc cu un punct în centru: $\bigodot$ . Unele popoare din antichitate îl considerau ca fiind o planetă.

[modifică] Istoricul şi destinul Soarelui

Vârsta Soarelui este de aproximativ 4,6 miliarde de ani, şi este pe la jumătatea ciclului principal al evoluţiei, în care miezul transformă hidrogenul în heliu prin fuziune nucleară. În fiecare secundă, peste patru milioane de tone de materie sunt convertite în energie în nucleul soarelui, generând neutrino şi radiaţie solară.

Ciclul de viaţă al Soarelui

În aproximativ 5 miliarde de ani, Soarele va evolua într-o gigantă roşie şi apoi într-o pitică albă, în cursul acestui proces dând naştere la o nebuloasă planetară. În aproximativ 5 miliarde de ani, Soarele va evolua într-o gigantă roşie apoi se va transforma într-o pitică albă. În cele din urmă îşi va epuiza hidrogenul atunci va trece prin schimbari radicale ,obisnuite cu standardele stelare care vor conduce la distrugerea totală a pământului. Activitatea magnetică a Soarelui generează o serie de efecte cunoscute sub numele generic de activitate solară, incluzând petele pe suprafaţa acestuia, erupţiile solare şi variaţii ale vântului solar, care dispersează materie din componenţa Soarelui în tot sistemul solar şi dincolo de el. Efectele activităţii solare asupra Pământului includ formarea aurorei, la latitudini medii spre mari, afectarea comunicaţiilor radio şi a reţelelor de energie electrică. Se consideră că activitatea solară a jucat un rol foarte important în evoluţia sistemului solar şi că influenţează puternic structura atmosferei exterioare a Pământului.

Deşi este cea mai apropiată stea de Pământ şi a fost intens studiată, multe întrebări legate de Soare nu şi-au găsit încă răspuns; ca de exemplu de ce atmosfera exterioară are o temperatură de peste un milion de grade Kelvin în timp ce suprafaţa vizibilă (fotosfera) are o temperatură de doar 6.000°K.

Investigaţiile curente legate de activitatea Soarelui includ cercetări asupra ciclului regulat al petelor solare, originea si natura fizică a protuberanţelor solare, interacţiunea magnetică dintre cromosferă şi coroană şi originea vântului solar.

[modifică] Informaţii generale

Soarele, aşa cu apare prin lentile fotografice de pe Pământ

Hidrogenul reprezintă aproximativ 74% din masa Soarelui, Heliul 25% iar restul este constituit din cantităţi infime de elemente mai grele. Datorită acestei compoziţii, pe Soare nu există o crustă solidă şi nici materie în stare lichidă, toată materia solară fiind în întregime în stare gazoasă.

Soarele face parte din clasa spectrală G2V. "G2" înseamnă că temperatura la suprafaţă este de aproximativ 5,500 K, (de aici rezultând culoarea sa galbenă), cât şi faptul că spectrul său conţine linii de metale ionizate şi neutre precum şi foarte slabe linii de hidrogen. Sufixul "V" indică apartenenţa Soarelui la grupul majoritar al stelelor aflate în faza principală. Aceasta înseamnă că îşi generează energia prin fuziunea nucleară a nucleilor de Hidrogen în Heliu şi că se află în echilibru hidrostatic, adică nici nu se contractă nici nu se dilată. În galaxia noatră sunt mai mult de 100 de milioane de stele din clasa G2. Datorită distribuţiei logaritmice a mărimii Soarele este de fapt mai strălucitor decât 85% din stelele galaxiei, majoritatea acestora fiind pitice roşii.^[2]

Soarele se va afla în total aproximativ 10 miliarde de ani în faza principală. Vârsta actuală, determinată folosind modele computerizate ale evoluţiei stelelor şi nucleocosmocronologia, se consideră a fi de aproximativ 4.57 miliarde de ani ^[3]. Soarele orbitează în jurul centrului galaxiei Calea Lactee la o distanţă de 25-28 de mii de ani lumină de acesta realizând o revoluţie completă în cca. 225-250 de milioane de ani. Viteza orbitală este de 220 km/s, adică un an-lumină la fiecare 1.400 de ani, sau o UA la fiecare 8 zile.^[4]

Soarele este o stea din a treia generaţie, a cărei formare este posibil să fi fost declanşată de undele de şoc ale unei supernove aflate în vecinătate. Acest fapt este sugerat de prezenţa în abundenţă a metalelor grele cum ar fi aurul şi uraniul în sistemul nostru solar; cea mai pluzibilă explicaţie a provenienţei acestora fiind reacţiile nucleare dintr-o supernova sau transmutaţiile prin absobţia de neutroni din interiorul unei masive stele de generaţia a doua.

Masa Soarelui este insuficientă pentru a genera explozia într-o supernovă, în schimb, în 4-5 miliarde de ani va intra în faza de gigantă roşie, straturile exterioare urmând să se extindă în timp ce hidrogenul din centru va fi consumat, iar miezul se va contracta şi încălzi. Fuziunea heliului va începe când temperatura în centru va ajunge la 3×10⁸ K. Deşi probabil expansiunea straturilor exterioare ale Soarelui va atinge actuala poziţie a Pământului, cercetări recente sugerează că în faza premergătoare, datorită pierderii de masă, orbita Pămîntului va fi împinsă mai departe prevenind astfel înghiţirea Pamântului (atmosfera va fi totuşi fiartă şi împrăştiată).

Soarele.

Faza de gigantă roşie va fi urmată de împrăştierea straturilor exterioare ale Soarelui datorată intenselor pulsaţii termice, dând naştere unei nebuloase planetare. Soarele se va transforma apoi într-o pitică albă, răcindu-se în timp. Această succesiune a fazelor este tipică evoluţiei stelelor de masă mică spre medie.^[5]^[6]

Lumina Soarelui este principala sursă de energie pe suprafaţa Pământului. Constanta solară este cantitatea de energie pe care Soarele o depozitează pe unitatea de suprafaţă care este direct expusă la lumina solară. Constanta solară este aproximativ 1.370 watti pe metru pătrat la distanţa de o unitate astronomică (UA) de Soare. Lumina ce ajunge pe suprafaţa Pământului este atenuată de atmosfera terestră, de fapt pe suprafaţa Pământului ajunge o cantite mai mică de enegie, undeva în jurul valorii de 1.000 watti/m² în condiţiile unei expuneri directe, când Soarele se află la zenit. Această energie poate fi utilizată printr-o multitudine de procedee naturale sau artificiale; fotosinteza realizată de plante capturează energia solară şi o converteşte chimic (oxigen şi compuşi reduşi ai carbonului), prin încălzire directă sau conversie realizată ce celule electice pentru a genera electricitate sau alte sarcini utile. Energia stocată în petrol şi alţi combustibili fosili a fost la început convertită din energie solară, prin fotosinteză, în trecutul îndepărtat.

Lumina soarelui prezintă câteva proprietăţi biologice interesante. Lumina ultravioletă de la soare are proprietăţi antiseptice şi poate fi utilizată pentru a steriliza diverse obiecte. De asemenea, poate cauza arsuri solare, având de asemenea şi alte efecte medicale, cum ar fi producţia de vitamină D. Lumina ultravioletă este puternic atenuată de atmosfera Pământului, astfel încât cantitatea de lumină UV variază mult cu latitudinea datorită drumului mai lung al luminii solare prin atmosferă la latitudini mari. Această variaţie este responsabilă pentru multe adaptări de natură biologică, cum ar fi variaţiile de culoare a pielii omului în diferite regiuni ale globului.

Observată de pe Pământ, traiectoria Soarelui pe bolta cerească variază pe parcursul anului. Forma descrisă de poziţia Soarelui pe cer luată în fiecare zi la exact aceeaşi oră pe parcursul unui an se numeşte analemmă şi seamănă cu o figură în formă de 8, aliniată pe o axă de la nord la sud. În afară de cea mai evidentă variaţie a poziţiei aparente a Soarelui pe bolta cerească între nord şi sud cu o amplitudine unghiulară de 47 de grade (datorită înclinaţiei axei terestre de 23,5 grade fată de ecliptică), există de asemenea şi componentă pe axa est-vest a acestei variaţii de poziţie. Variaţia pe axa nord-sud rămâne însă sursa principală a anotimpurilor pe Pământ.

Datorită faptului că se află atât de aproape, aceasta este steaua cea mai bine cunoscută. Astronomii disting chiar detaliile de la suprafaţa sa (cele mai mici au o întindere de 150 km). În comparaţie cu Pământul, Soarele este gigantic. Volumul său ar putea cuprinde 1 300 000 de planete ca a noastră, iar de-a lungul diametrului său s-ar putea alinia 109. Soarele este o imensă sferă de gaz foarte cald, a cărui masă o depăşeşte de 300 000 de ori pe cea a Pamântului. La suprafaţă, ponderabilitatea este de aproximativ 28 de ori mai puternică decât cea de pe Pământ. Totuşi, Soarele nu este decât o stea foarte obişnuită. Pentru astronomi, este o adevărată şansă să poată studia o stea atât de banală: tot ceea ce află prin studierea Soarelui îi ajută să înţeleagă mai bine celelalte Stele.

[modifică] Fotosfera

Lumina orbitoare a Soarelui provine de la un înveliş de grosime mai mică de 300 km, fotosfera. Aceasta este cea care dă impresia că Soarele are o margine bine delimitată. Temperatura sa este de aprox. 6000 grade Kelvin. Vazută prin telescop, ea se prezintă ca o reţea de celule mici, strălucitoare, sau granule, aflate într-o permanentă agitaţie. Fiecare granulă este o bulă de gaz de mărimea unei ţări ca Franţa. Ea apare, se transformă şi dispare în aproximativ 10 minute. Pe alocuri, suprafaţa Soarelui prezintă nişte pete întunecate, numite pete solare, care au fost foarte studiate dupa inventarea lunetei şi a telescopului. Urmărindu-le zi de zi, observăm că ele nu ramân în acelaşi loc. Această deplasare dovedeşte că Soarele se învârteşte în jurul propriei sale axe. În timpul unei eclipse totale, când discul orbitor al Soarelui dispare în spatele Lunii, remarcăm în jur o bordură subţire, de un roşu aprins, cromosfera, iar dincolo de aceasta, un halo argintat, mai mult sau mai puţin neregulat, coroana.

[modifică] Cromosfera şi coroana

Cromosfera şi coroana sunt învelişurile exterioare ale Soarelui. Ele formează atmosfera solară. În mod obişnuit, nu le vedem pentru că sunt mult mai puţin luminoase decât fotosfera. Cromosfera se ridică până la 5 000 km de suprafaţa Soarelui. Ea este acoperită de mici jeturi de gaz foarte cald, spiculii. Temperatura sa creşte o dată cu altitudinea: în vârf, ea atinge 20 000 °C. Coroana, care îmbracă atmosfera, se diluează treptat în spaţiu şi nu are o limită exterioară bine definită. Ea este foarte rarefiată, dar extrem de caldă: temperatura sa depaşeşte 1 milion de grade. Cu ajutorul instrumentelor speciale, din timp in timp se observă că anumite regiuni ale cromosferei devin deodată foarte strălucitoare: acestea sunt erupţiile solare. În urma acestora, jeturi imense de gaz, protuberanţele au aspectul unor filamente întunecate. În permanenţă, un flux de particule foarte rapide părăseşte Soarele prin coroană. Acestea sunt vânturile solare. Desigur, interiorul Soarelui nu poate fi văzut, dar studierea suprafeţei şi a straturilor sale exterioare oferă astronomilor informaţii despre structura sa internă. Ea conţine toate elementele simple identificate pe Pământ, dar 98% din masa sa este formată din hidrogen şi heliu (73% hidrogen şi 25% heliu).

[modifică] Miezul

Spre centrul Soarelui este din ce în ce mai cald, iar materia este din ce în ce mai comprimată. Chiar în centru, temperatura ajunge la 15 milioane de grade, iar presiunea este de 100 de milioane de ori mai mare decat cea din centrul Pământului. În acest cuptor, atomii de hidrogen se aglomereaza câte patru şi se transformă în atomi de heliu. În urma acestei reacţii, se degajă căldură şi lumină. Acest lucru permite Soarelui să strălucească. În fiecare secundă, 564 de milioane de tone de hidrogen se transformă în aproape 560 de milioane de tone de heliu în centrul Soarelui, diferenţa de masă (mai mult de 4 milioane de tone pe secundă) se transformă în energie radiativă (în jur de 383 yotaWatti, adică 3,83 x 10²⁶ Watti). Zona unde se produc aceste reacţii nucleare nu reprezintă decât un sfert din raza Soarelui, dar ea cuprinde jumătate din masa acestuia. Lumina emisă în această zonă centrală a Soarelui nu ajunge la suprafaţă decât după doua milioane de ani! Petele solare au un aspect întunecat pentru că ele sunt mai puţin calde decât regiunile din jur. Ele sunt adeseori asociate în perechi, care se comportă ca polii unui enorm magnet. Pot rămâne vizibile timp de mai multe săptămâni. Numărul petelor care pot fi observate pe Soare variază după un ciclu de aproximativ 11 ani.

[modifică] Activitatea Solară

În timpul unei erupţii solare o cantitate enormă de energie care se află în cromosferă şi coroană este eliberată dintr-o dată. Materia este proiectată în coroană şi particule de atomi accelerate până la viteze foarte mari sunt expulzate în spaţiul interplanetar. Aceste fenomene sunt însoţite de o emisie de raze X, de unde radio şi, în cazul erupţiilor mai puternice, de lumină vizibilă. Când ajung în apropierea Pământului şi cad în atmosferă, în special deasupra regiunilor polare, particulele creează aurorele polare. De asemenea, ele perturbă propagarea undelor radio în jurul globului. Uneori ele produc chiar defectarea reţelelor de distribuire a electricităţii.

Cu timpul, pe măsură ce instrumentele astronomice s-au perfecţionat, oamenii au putut observa perturbaţiile Soarelui: petele solare ale fotosferei; erupţiile solare, protuberanţele şi filamentele cromosferei; jeturile de gaz ale coroanei. Astăzi se ştie că aceste fenomene sunt în strânsă legătură. Ele constituie activitatea solară. Frecvenţa şi intensitatea lor variază într-o perioadă de aprox. 11 ani. În timpul acestei perioade numărul petelor solare înregistrează un minimum şi un maximum. Următorul număr maxim este prevăzut în jurul anului 2000. Activitatea solară a rămas suficient de învăluită în mister, dar se ştie că aceasta este legată de magnetism şi de rotaţia Soarelui.

Când Soarele devine mai activ, suprafaţa sa se acoperă de pete şi se observă mai multe erupţii solare. Acestea eliberează în spaţiu mănunchiuri enorme de raze invizibile: raze X, raze ultraviolete, unde radio. Ele sunt însoţite şi de producerea unui flux intens de particule atomice, încarcate electric: vântul solar. Cele care au mai multă energie ajung până la Pământ în câteva ore şi se strâng în jurul planetei noastre. Căzând în atmosferă, ele produc raze frumos colorate, aurorele polare. În emisfera nordică acestea sunt aurorele boreale; în emisfera sudică sunt aurorele australe. Ele au aspectul unor perdele mari, roşiatice sau verzui, care unduiesc pe cer. Se pare că variaţiile activităţii solare influenţează clima de pe Pământ. Astfel, din 1645 până în 1715, nu s-a observat nici o pată pe Soare şi această perioadă a coincis cu anii cei mai friguroşi ai "micii ere glaciare", o perioadă în timpul căreia temperaturile au fost anormal de scăzute în Europa. Din contra, de la începutul secolului al XX-lea, Soarele este mai activ şi temperatura medie a Pământului a crescut uşor. Au fost descoperite multe legături asemănătoare între activitatea solară şi perioadele de frig sau de caniculă de pe Pământ. Dar nu se cunoaşte încă exact modul în care aceste variaţii ale activităţii solare acţionează asupra climatului.

[modifică] Observaţii

Pe tot cuprinsul Pământului există observatoare pentru studierea Soarelui: în Statele Unite ale Americii (Kitt Peak, Sacramento Peak, Big Bear), în Spania (Canare), în Franţa (Meudon), în Cehia (Ondrejov), în Ucraina (Crimeea), în Japonia (Mitaka, Norikura, Toyokawa), în Australia (Culgoora) etc. Ele sunt echipate cu instrumente concepute pentru observarea şi analizarea luminii Soarelui. Telescoapele destinate studierii Soarelui au o distanţă focală foarte mare, putând atinge chiar 100 de metri, pentru a furniza imagini ale Soarelui cu un diametru de zeci de centimetri. Ele sunt instalate în interiorul unor turnuri solare care permit captarea luminii Soarelui la zeci de metri deasupra solului. De fapt, în apropierea solului, căldura provoacă o agitaţie dezordonată a aerului care bruiază imaginile. Un sistem de oglinzi permite urmărirea Soarelui pe cer şi transmiterea în permanenţă a luminii acestuia prin telescop.

Cu ajutorul spectroheliografului se obţin imagini ale Soarelui într-o singură culoare. Adeseori, lumina aleasă este cea a unei radiaţii roşii de hidrogen. Coronograful este o lunetă specială care permite acoperirea discului orbitor al Soarelui. Astfel se poate urmări coroana în timpul eclipselor totale de Soare. Pentru a profita de avantajele acestui instrument el trebuie instalat pe un munte, acolo unde atmosfera este foarte curată. Anumite radiotelescoape şi radioheliografe sunt folosite la înregistrarea undelor radio emise de Soare. Celelalte raze invizibile ale Soarelui (raze ultraviolete, raze X etc.) sunt studiate cu ajutorul unor instrumente instalate la bordul unor vehicule spaţiale.

[modifică] Eclipsa

Soarele în faza de eclipsă

Eclipsa are loc atunci cand Luna trece in fata Soarelui,umbrind acea parte a suprafetei Pământului.

[modifică] Vezi şi

[modifică] Referinţe

↑ ^1.0 ^1.1 Seidelmann, P.K.; V.K. Abalakin, M. Bursa, M.E. Davies, C. de Bergh, J.H. Lieske, J. Oberst, J.L. Simon, E.M. Standish, P. Stooke, P.C. Thomas (2000). Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000. Accesat la data de 2006-03-22.
↑ http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
↑ Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390: 1115-1118.
↑ Kerr, F.J., Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023-1038.
↑ Pogge, Richard W. (1997). The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Accesat la data de 2005-12-07.
↑ Sackmann, I.-Juliana, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457.