Soarele

Soarele este cel mai mare corp din sistemul solar continând 98% din masa acestuia. El este o sfera de masa gazoasa incandescenta de la care noi primim caldura si lumina. Are diametrul de 1.391.000 km ceea ce înseamna ca este de 109 ori mai mare decât Pamântul. 98% din materia solara este formata din hidrogen (73%) si heliu (25%).

STRUCTURA SOARELUI:

NUCLEUL este regiunea centrala care ocupa 20% din volumul Soarelui, contine jumatate din masa lui si are o raza de aproximativ 120.000 km. Aici temperatura este de 14 milioane de grade Celsius iar presiunea de 340 miliarde de ori mai mare decât presiunea de pe Pamânt (masurata la nivelul marii). Aceste conditii permit ca 4 protoni ( nuclee de hidrogen) sa se uneasca pentru a forma un nucleu de heliu, proces numit fuziune nucleara. În fiecare secunda sunt convertite în heliu 592 milioane tone de hidrogen, proces în care 4,1 milioane tone sunt convertite în energie - conform celebrei relatii E=mc 2

ZONA DE RADIATIE este o regiune cu o latime de aproximativ 380.000 km în care energia eliberata de nucleu sub forma de fotoni îsi cauta drumul catre suprafata. Desi fotonii se deplaseaza cu viteza luminii, strabaterea acestei regiuni poate dura milioane de ani deoarece ei sunt permanent absorbiti si re-emisi de materia solara.

ZONA DE CONVECTIE are o latime de aproximativ 280.000 km. Energia emisa de nucleu ajunge aici sub forma de caldura, care este transportata mai departe prin curenti : gazul cald se ridica la suprafata unde se raceste, dupa care intra în interior pentru a se încalzi - proces numit convectie.

FOTOSFERA este un strat cu grosimea de aproximativ 250 km si reprezinta suprafata vizibila a Soarelui. Ea emite cea mai mare parte din lumina solara si are o temperatura de aproximativ 5700 grade Celsius. Privita printr-un telescop puternic, fotosfera apare ca o suprafata agitata pe care sunt raspândite granulele. Acestea sunt formatiuni de materie gazoasa cu o temperatura cu circa 300 de grade mai ridicata decât cea a fotosferei si pot fi asemanate cu niste boabe de orez cu dimensiunile cuprinse între 250 si 1500 km în diametru, fiind comparabile cu marimea unei tari ca Franta. Ele evolueaza rapid (apar si dispar) în mai putin de un sfert de ora. Granulele sunt determinate de gazele fierbinti care ajung în fotosfera din zona de convectie.

CROMOSFERA este o regiune care poate ajunge pâna la 5.000 km deasupra fotosferei si care are o temperatura medie de aproximativ 4.500 grade (creste odata cu cresterea înaltimii având în partea superioara 20.000 de grade Celsius). Fiind mai rece decât fotosfera ea poate fi observata numai în timpul eclipselor totale de Soare, când discul solar este acoperit de discul aparent al Lunii. Aceasta regiune a fost denumita cromosfera deoarece în timpul eclipselor se prezinta sub forma unui cerc de lumina rosiatica. Ea este acoperita de mici jeturi de gaz foarte cald numite spicule care pot fi observate la marginea discului solar. Spiculele se formeaza deasupra granulelor care se sparg. Spiculele pot ajunge pâna la înaltimea de 10.000 km, particulele constituente având viteza de 15-20 km/s. Cromosfera este numita si “spayul fotosferic“, deoarece pare a fi facuta în întregime din spicule de o mare varietate de dimensiuni.

COROANA SOLARA este stratul exterior al atmosferei solare si se întinde de la limita superioara a cromosferei pâna la înaltimi de ordinul milioanelor de kilometri, scaldând planetele cele mai apropiate de Soare : Mercur, Venus, Pamânt si Marte. Fiind de un milion de ori mai putin stralucitoare decât fotosfera ea poate fi observata numai în timpul eclipselor totale de Soare sau cu un aparat special care acopera discul solar, numit coronograf si se prezinta sub forma unui halou argintat mai mult sau mai putin neregulat. Coroana este formata din suvite de gaz rarefiat care evadeaza în spatiu dând nastere unor particule încarcate electric cunoscute sub numele de vânt solar. Viteza materiei ionizate în vecinatatea Soarelui este mica (de ordinul zecilor de kilometri pe secunda) dar creste pe masura ce acestea se îndeparteaza ajungând ca în vecinatatea Pamântului sa fie de aproximativ 350 km/s. În mod normal concentratia vântului solar este de 5-10 particule pe centimetru cub .

În cadrul expunerii de mai sus straturile exterioare ale Soarelui (fotosfera, cromosfera si coroana) au fost privite ca niste paturi linistite în care nu se întâmpla nimic. Din observatii stim ca în interiorul lor au loc procese active care se desfasoara sub diverse aspecte. Totalitatea acestor procese constituie asa-numita activitate solara. În ceea ce priveste activitatea solara ne vom opri asupra:

• petelor solare ale fotosferei

• protuberantelor din cromosfera

• eruptiilor solare

PETELE SOLARE

Dintre toate fenomenele solare, petele par a fi cel mai remarcabil mod de activitate solara. Acestea sunt usor de pus în evidenta si au fost observate din timpuri stravechi . O pata solara este o for-matiune de culoare întunecata care apare printre granulele fotosferice . La început ea apare ca un por care se dezvolta si poate sa dureze câteva saptamâni.

Culoarea închisa a petei se datoreaza faptului ca exista un efect de contrast între stralucirea normala a fotosferei si stralucirea petelor care au o temperatura mai scazuta (aproximativ 4230 grade Celsius). Dimensiunile, aspectul si pozitia petelor solare sunt variabile în timp. O pata obisnuita are diametrul de circa 7.000-15.000 km, dar uneori pot ajunge la pâna la 50.000 km, iar în cazuri exceptionale pot avea diametre mult mai mari (cea mai mare pata a fost observata în 1947, ea având diametrul de 230.000 km ). Pentru a le putea vedea cu ochiul liber ( cu masurile de protectie corespunzatoare) diametrul lor trebuie sa fie de cel putin 40.000 km - probabil ca despre astfel de pete se vorbeste în cronicile medievale. Pentru comparatie sa mentionam ca diametrul Pamântului este de 12.740 km!

Din observarea petelor solare s-a constatat ca Soarele se roteste în jurul unei axe care trece prin centrul sau. Sensul acestei rotatii, vazuta de pe Pamânt, este de la stânga la dreapta observatorului, adica de la est spre vest. Totodata s-a determinat ca viteza de rotatie scade de la ecuator spre poli, astfel încât perioada de rotatie este de 27 de zile la ecuator , respectiv de 34 de zile la poli.

Din studii statistice s-a constatat ca activitatea petelor solare, adica numarul lor si suprafata ocupata de ele variaza ciclic, cu o perioada de 11 ani - 1979 a fost un an cu activitate maxima, în 7 ani scade la minim, dupa care în 4 ani s-a atins iar un maxim în anul 1990). Aceasta periodicitate se numeste ciclul activitatii solare si este foarte importanta deoarece odata cu variatia petelor solare au loc si alte variatii în modul de manifestare a activitatii solare. Anul 1998 este un an în care activitatea solara se intensifica , îndreptându-ne catre un maxim care se va atinge în anul 2001.

Masuratorile spectroscopice au aratat ca în petele solare exista un câmp magnetic de circa 9.000 de ori mai intens decât cel al Pamântului. Petele solare se comporta ca polii unui imens magnet, ele aparând de multe ori pechi având polaritati opuse.

ROTUBERANTELE

Protuberantele sunt nori de gaz incandescent care se pot observa sub aspectul unor tâsnituri ale materiei din cromosfera spre coroana. Protuberantele au forma unor suvoaie de apa aruncate de fântânile arteziene sau pot aparea ca niste limbi de foc care se înalta deasupra cromosferei. Acestea sunt mai putin stralucitoare decât fotosfera si deci pot fi observate numai în timpul eclipselor totale de Soare sau cu aparate speciale.

Unele din protuberante sunt calme, durând chiar mai multe rotatii solare, altele se caracterizeaza prin dinamism si schimbari rapide. Aparitia acestora din urma este legata de petele solare.

ERUPTIILE SOLARE

În timpul unei eruptii solare o cantitate enorma de energie care se afla în cromosfera si în coroana este eliberata dintr-o data. Materia este proiectata în coroana si deoarece particulele sunt accelerate la viteze foarte mari (150.000 km/h) ele sunt expulzate în spatiul interplanetar, generând rafale ale vântului solar.
În vecinatatea Pamântului viteza particulelor care formeaza vântul solar este în medie de 350 km/s si creste în urma unei eruptii la 800 km/s. De asemenea, creste si concentratia lor, de la 5-10 particule/cm3 la 100 particule/cm3. Aceste perturbatii afecteaza câmpul magnetic terestru, deformându-l. Particulele încarcate electric, care în mod normal sunt deviate de câmpul magnetic terestru, urmaresc liniile de câmp în regiunea polilor si patrund în atmosfera încalzind-o, producând raze X si gaze ionizate.

Ca efecte putem mentiona aurorele polare, perturbarea telecomunicatiilor, aparitia unor supratensiuni pe liniile de transport ale energiei electrice care pot deteriora retelele de distribuire a electricitatii; ca urmare a încalzirii produse atmosferei, aceasta se extinde, ceea ce constituie o piedica pentru sateliti, având ca efect scoaterea lor de pe orbita.

Observarea Soarelui a pus în evidenta faptul ca aparitia protuberantelor si a eruptiilor este strâns legata de prezenta petelor solare, întreaga activitate solara având deci un ciclu de 11 ani Variatiile activitatii solare afecteaza clima de pe Pamânt. Astfel, perioada 1645-1715, în care nu a fost înregistrata nici o pata solara corespunde cu anii cei mai frigurosi ai "micii ere glaciare", o perioada în timpul careia temperaturile au fost anormal de scazute în Europa. Începând cu secolul XX Soarele este mai activ ceea ce a produs o crestere usoara a temperaturii medii a Pamântului.

CICLUL VIETII SOARELUI

Soarele a început sa se formeze cu mai bine de 5 miliarde de ani în urma dintr-un nor de gaz si de praf interstelar cu diametrul de 46 de ani lumina. Acesta radia putina energie si era într-un echilibru instabil: putea fie sa se condenseze, fie sa se disipe.

O perturbatie, generata de trecerea unei stele sau de unda de soc produsa de explozia unei stele apropiate, a initiat colapsul, norul începând sa se fragmenteze. În urmatoarele mii de ani materia a început sa se condenseze în “globule”. Globula din care s-a format Soarele avea un diametru de 100 de ori mai mare decât cel al sistemului solar actual si masa de 25 de ori mai mare decât masa Soarelui.
Dupa 100.000 de ani el s-a micsorat în a milioana parte din dimensiunea originala, fiind înca de doua ori mai mare decât diametrul sistemului solar. Temperatura a devenit suficient de mare pentru a produce radiatie infrarosie ceea ce a încetinit colapsul. Din acest moment a devenit stabila într-o stare care poarta denumirea de protostea.

În numai câteva mii de ani protosteaua s-a micsorat pâna când a devenit mai mica decat orbita planetei Mercur. Temperatura nucleului a crescut la câteva milioane de grade, suficient pentru a produce fuziunea hidrogenului în heliu. Astfel a devenit o stea adevarata si se gaseste în aceasta stare de 5 miliarde de ani.
În zilele noastre Soarele este o stea stabila de vârsta si marime medie. Radiatia solara asigura Pamântului clima, vremea si energia necesara formelor de viata.
Puterea emisa de Soare este de 383 miliarde de miliarde de MW, deci energia emisa într-o secunda este de 13 milioane de ori mai mare decât energia electrica consumata de Statele Unite într-un an. Hidrogenul este suficient pentru ca echilibrul sa fie stabil înca 5 miliarde de ani, timp în care în centrul stelei se formeaza un mare miez de heliu.

Dupa 10 miliarde de ani de stabilitate în centrul Soarelui nu va mai exista suficient hidrogen; acesta se gaseste în schimb din abundenta în straturile exterioare unde reactia de fuziune a hidrogenului în heliu va continua. Aceasta deplasare a reactiei de fuziune spre exterior va avea ca efect cresterea dimensiunilor Soarelui si totodata modificarea culorii sale spre rosu. Soarele va înghiti planetele Mercur si Venus topindu-le, ajungând chiar aproape de orbita Pamântului. Vazut de pe Pamânt, acest glob rosu va acoperi cea mai mare parte a cerului. Dar omul nu va avea posibilitatea sa priveasca acest magnific spectacol cosmic, deoarece razele Soarelui dilatat vor încalzi suprafata Terrei la 4000 grade Celsius si vor evapora tot ceea ce se afla pe planeta. Probabil ca pâna atunci oamenii vor fi plecati spre alta parte a galaxiei…

În final, dupa epuizarea heliului, fara combustibil si incapabil sa produca o presiune a radiatiei care sa mentina regiunile exterioare, Soarele va colapsa într-un corp de marimea Pamântului. Temperatura din interior va fi insuficienta 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 sa apara ca alba-fierbinte. Va deveni o pitica alba, atât de densa încât o lingurita de materie va cântari o tona. Soarele va continua sa se raceasca sfârsind prin a fi incapabil sa maiemita lumina. Ramas fara energie va ajunge la temperatura spatiului.