Soarele - Structura Soarelui-Nucleul, Zona De Radiatie, Zona De Convectie, Fotosfera, Cromosfera, Coroana Solara, Petele Solare, Protuberantele, Eruptiile Solare

Soarele

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

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.

download