Soarele este
cel mai mare corp din sistemul solar continand 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 inseamna ca este de 109 ori mai mare
decat Pamantul. 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 decat presiunea de pe Pamant
(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. In fiecare secunda sunt convertite in heliu 592 milioane tone de
hidrogen, proces in care 4,1 milioane tone sunt convertite in energie - conform
celebrei relatii E=mc 2
ZONA DE
RADIATIE este o
regiune cu o latime de aproximativ 380.000 km in care energia eliberata de
nucleu sub forma de fotoni isi 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 in interior pentru a se incalzi -
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 raspandite granulele. Acestea sunt formatiuni de materie
gazoasa cu o temperatura cu circa 300 de grade mai ridicata decat cea a
fotosferei si pot fi asemanate cu niste boabe de orez cu dimensiunile cuprinse
intre 250 si 1500 km in diametru, fiind comparabile cu marimea unei tari ca
Franta. Ele evolueaza rapid (apar si dispar) in mai putin de un sfert de ora.
Granulele sunt determinate de gazele fierbinti care ajung in fotosfera din zona
de convectie.
CROMOSFERA este o regiune care poate ajunge
pana la 5.000 km deasupra fotosferei si care are o temperatura medie de
aproximativ 4.500 grade (creste odata cu cresterea inaltimii avand in partea
superioara 20.000 de grade Celsius). Fiind mai rece decat fotosfera ea poate fi
observata numai in timpul eclipselor totale de Soare, cand discul solar este
acoperit de discul aparent al Lunii. Aceasta regiune a fost denumita cromosfera
deoarece in 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 pana la inaltimea de
10.000 km, particulele constituente avand viteza de 15-20 km/s. Cromosfera este
numita si “spayul fotosferic“, deoarece pare a fi facuta in intregime din
spicule de o mare varietate de dimensiuni.
COROANA
SOLARA este
stratul exterior al atmosferei solare si se intinde de la limita superioara a
cromosferei pana la inaltimi de ordinul milioanelor de kilometri, scaldand
planetele cele mai apropiate de Soare : Mercur, Venus, Pamant si Marte. Fiind
de un milion de ori mai putin stralucitoare decat fotosfera ea poate fi observata
numai in 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 in spatiu dand nastere unor particule incarcate
electric cunoscute sub numele de vant solar. Viteza materiei ionizate in
vecinatatea Soarelui este mica (de ordinul zecilor de kilometri pe secunda) dar
creste pe masura ce acestea se indeparteaza ajungand ca in vecinatatea
Pamantului sa fie de aproximativ 350 km/s. In mod normal concentratia vantului
solar este de 5-10 particule pe centimetru cub .
In cadrul
expunerii de mai sus straturile exterioare ale Soarelui (fotosfera, cromosfera
si coroana) au fost privite ca niste paturi linistite in care nu se intampla
nimic. Din observatii stim ca in interiorul lor au loc procese active care se
desfasoara sub diverse aspecte. Totalitatea acestor procese constituie
asa-numita activitate solara. In 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 in evidenta si au fost observate din timpuri stravechi
. O pata solara este o for-matiune de culoare intunecata care apare printre
granulele fotosferice . La inceput ea apare ca un por care se dezvolta si poate
sa dureze cateva saptamani.
Culoarea
inchisa a petei se datoreaza faptului ca exista un efect de contrast intre
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 in timp. O pata obisnuita are diametrul de circa
7.000-15.000 km, dar uneori pot ajunge la pana la 50.000 km, iar in cazuri
exceptionale pot avea diametre mult mai mari (cea mai mare pata a fost
observata in 1947, ea avand 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 in cronicile medievale. Pentru comparatie sa mentionam ca diametrul
Pamantului este de 12.740 km!
Din
observarea petelor solare s-a constatat ca Soarele se roteste in jurul unei axe
care trece prin centrul sau. Sensul acestei rotatii, vazuta de pe Pamant, este
de la stanga la dreapta observatorului, adica de la est spre vest. Totodata s-a
determinat ca viteza de rotatie scade de la ecuator spre poli, astfel incat
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, in 7 ani scade la minim, dupa care in 4 ani s-a
atins iar un maxim in anul 1990). Aceasta periodicitate se numeste ciclul
activitatii solare si este foarte importanta deoarece odata cu variatia petelor
solare au loc si alte variatii in modul de manifestare a activitatii solare.
Anul 1998 este un an in care activitatea solara se intensifica , indreptandu-ne
catre un maxim care se va atinge in anul 2001.
Masuratorile
spectroscopice au aratat ca in petele solare exista un camp magnetic de circa
9.000 de ori mai intens decat cel al Pamantului. Petele solare se comporta ca
polii unui imens magnet, ele aparand de multe ori pechi avand polaritati opuse.
PROTUBERANTELE
Protuberantele
sunt nori de gaz incandescent care se pot observa sub aspectul unor tasnituri
ale materiei din cromosfera spre coroana. Protuberantele au forma unor suvoaie
de apa aruncate de fantanile arteziene sau pot aparea ca niste limbi de foc
care se inalta deasupra cromosferei. Acestea sunt mai putin stralucitoare decat
fotosfera si deci pot fi observate numai in timpul eclipselor totale de Soare
sau cu aparate speciale.
Unele din protuberante sunt calme,
durand chiar mai multe rotatii solare, altele se caracterizeaza prin dinamism
si schimbari rapide. Aparitia acestora din urma este legata de petele solare.
ERUPTIILE SOLARE
ERUPTIILE SOLARE
In timpul
unei eruptii solare o cantitate enorma de energie care se afla in cromosfera si
in coroana este eliberata dintr-o data. Materia este proiectata in coroana si
deoarece particulele sunt accelerate la viteze foarte mari (150.000 km/h) ele
sunt expulzate in spatiul interplanetar, generand rafale ale vantului solar.
In
vecinatatea Pamantului viteza particulelor care formeaza vantul solar este in
medie de 350 km/s si creste in 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 campul magnetic terestru, deformandu-l. Particulele
incarcate electric, care in mod normal sunt deviate de campul magnetic
terestru, urmaresc liniile de camp in regiunea polilor si patrund in atmosfera
incalzind-o, producand 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 incalzirii produse
atmosferei, aceasta se extinde, ceea ce constituie o piedica pentru sateliti,
avand ca efect scoaterea lor de pe orbita.
Observarea
Soarelui a pus in evidenta faptul ca aparitia protuberantelor si a eruptiilor
este strans legata de prezenta petelor solare, intreaga activitate solara avand
deci un ciclu de 11 ani Variatiile activitatii solare afecteaza clima de pe
Pamant. Astfel, perioada 1645-1715, in care nu a fost inregistrata nici o pata
solara corespunde cu anii cei mai frigurosi ai "micii ere glaciare",
o perioada in timpul careia temperaturile au fost anormal de scazute in Europa.
Incepand cu secolul XX Soarele este mai activ ceea ce a produs o crestere
usoara a temperaturii medii a Pamantului.
CICLUL
VIETII SOARELUI
Soarele a
inceput sa se formeze cu mai bine de 5 miliarde de ani in urma dintr-un nor de
gaz si de praf interstelar cu diametrul de 46 de ani lumina. Acesta radia
putina energie si era intr-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 incepand sa se
fragmenteze. In urmatoarele mii de ani materia a inceput sa se condenseze in
“globule”. Globula din care s-a format Soarele avea un diametru de 100 de ori
mai mare decat cel al sistemului solar actual si masa de 25 de ori mai mare
decat masa Soarelui.
Dupa 100.000
de ani el s-a micsorat in a milioana parte din dimensiunea originala, fiind
inca de doua ori mai mare decat diametrul sistemului solar. Temperatura a
devenit suficient de mare pentru a produce radiatie infrarosie ceea ce a
incetinit colapsul. Din acest moment a devenit stabila intr-o stare care poarta
denumirea de protostea.
In numai
cateva mii de ani protosteaua s-a micsorat pana cand a devenit mai mica decat
orbita planetei Mercur. Temperatura nucleului a crescut la cateva milioane de
grade, suficient pentru a produce fuziunea hidrogenului in heliu. Astfel a
devenit o stea adevarata si se gaseste in aceasta stare de 5 miliarde de ani.
In zilele
noastre Soarele este o stea stabila de varsta si marime medie. Radiatia solara
asigura Pamantului clima, vremea si energia necesara formelor de viata.
Puterea
emisa de Soare este de 383 miliarde de miliarde de MW, deci energia emisa
intr-o secunda este de 13 milioane de ori mai mare decat energia electrica
consumata de Statele Unite intr-un an. Hidrogenul este suficient pentru ca
echilibrul sa fie stabil inca 5 miliarde de ani, timp in care in centrul stelei
se formeaza un mare miez de heliu.
Dupa 10
miliarde de ani de stabilitate in centrul Soarelui nu va mai exista suficient
hidrogen; acesta se gaseste in schimb din abundenta in straturile exterioare
unde reactia de fuziune a hidrogenului in 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 inghiti
planetele Mercur si Venus topindu-le, ajungand chiar aproape de orbita
Pamantului. Vazut de pe Pamant, 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 incalzi suprafata Terrei
la 4000 grade Celsius si vor evapora tot ceea ce se afla pe planeta. Probabil
ca pana atunci oamenii vor fi plecati spre alta parte a galaxiei…
In final,
dupa epuizarea heliului, fara combustibil si incapabil sa produca o presiune a
radiatiei care sa mentina regiunile exterioare, Soarele va colapsa intr-un corp
de marimea Pamantului. 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, atat de densa incat o
lingurita de materie va cantari o tona. Soarele va continua sa se raceasca
sfarsind prin a fi incapabil sa maiemita lumina. Ramas fara energie va ajunge
la temperatura spatiului.