Sistemul Solar. Soarele
Soarele a fost glorificat de civilizatiile stravechi si ridicat la rang de zeitate, a slujit la alcatuirea calendarelor pe care se bazau evenimentele din viata oamenilor acelor vremuri, a reprezentat mereu o parte importanta a vietii fizice, dar mai ales a celei spirituale. Soarele, gigantul sistemului solar, este de fapt o stea normala, modesta ca marime, temperatura si manifestari. Soarele este o stea de tip G2V, aflat in secventa principala (perioada de maturitate a stelei), chiar la mijlocul acesteia. Stelele cu adevarat masive exista in numar mic, pe cand stelele mici, ca piticele rosii, sunt extrem de numeroase.
Soarele este o stea solitara, spre deosebire de multe alte stele asemanatoare. Peste doua treimi din stelele vizibile sunt prinse in sisteme duble sau multiple; si totusi, tendinta generala este a sistemelor cu stea unica; cele mai multe pitice rosii, ce intrec cu mult ca numar restul stelelor, se prezinta in sisteme singulare. Soarele s-a format in centrul unei nebuloase gazoase. Modelele computerizate de evolutie stelara arata ca ar avea varsta de 4,57 miliarde ani, aflandu-se aproximativ la jumatatea vietii sale. Neavand destula masa pentru a exploda intr-o supernova, viitorul sau il va reprezenta transformarea in giganta rosie, peste 4-5 miliarde ani, iar straturile superioare se vor extinde pe masura ce hidrogenul din nucleu se consuma.
Orbitele planetelor interioare vor fi inghitite, eventual si cea a Pamantului. Se poate insa ca masa pe care Soarele o va pierde pana la stadiul de a ajunge o giganta rosie sa impinga orbita Terrei in exterior. Totusi, clima nu va fi deloc favorabila, atmosfera si oceanele evaporandu-se complet.
Odata faza de giganta rosie incheiata, puternicele pulsatii termice vor determina aruncarea in spatiu a straturilor superioare ale stelei, formand o nebuloasa planetara. in urma nu va ramane decat nucleul, dens si fierbinte, ce se va raci treptat timp de multe miliarde de ani.
Soarele orbiteaza in jurul centrului Caii Lactee la o distanta de 25.000-28.000 a.l. de centrul galactic, o revolutie durand 225-250 milioane ani. Viteza cu care se deplaseaza Sistemul Solar este de 217 km/s, ceea ce inseamna un an-lumina la fiecare 1.400 ani sau 1 UA la fiecare 8 zile.
Desi este doar o stea de dimensiune mijlocie, Soarele contine mai mult de 99% din masa intregului Sistem Solar. Este o sfera aproape perfecta, axa polara diferind de cea ecuatoriala doar cu 10 km.
Soarele orbiteaza in jurul centrului de greutate al Sistemului Solar, care este situat aproape de suprafata sa, in special datorita masei mari a planetei Jupiter. Forta centrifuga la nivelul ecuatorului produsa de rotatia lenta a Soarelui este de 18 milioane de ori mai slaba decat forta gravitationala. Efectele mareice ale planetelor sunt mult prea slabe pentru a produce o deformare.
Soarele este cea mai apropiata stea de Pamant, la o distanta de aproximativ 149,6 milioane km. Aceasta distanta este considerata o marime de masurare a lungimii, numita unitate astronomica (UA), folosita pentru masurarea distantelor din sistemul solar. Uriasa sfera de gaz ionizat asigura fotosinteza plantelor, este sursa principala a combustibililor fosili, ne da anotimpurile, curentii oceanici si clima.
Soarele devine tot mai luminos cu timpul. La inceput, curand dupa formarea Terrei, Soarele stralucea doar cu 75% din forta cu care o face astazi.
Soarele este de 332.900 ori mai masiv decat Pamantul si contine 99,86% din masa intregului Sistem Solar. Aduna la un loc, prin forta sa gravitationala, 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 cand cea de la suprafata este de doar 5.700 K (exceptand petele solare).
Straturile superioare ale Soarelui se rotesc diferit fata de nucleu. Iar straturile de la ecuator se rotesc diferit fata de cele de la poli. Aceste lucruri se intampla deoarece steaua nu este un corp solid precum Terra, ci gazos. Doar nucleul sau se comporta ca un corp solid (din cauza presiunii foarte mari care il tine compact). Soarele emite radiatie de intensitate relativ scazuta compusa din particule incarcate electric (in special protoni si electroni), cunoscuta ca vant solar, ce se propaga cu 450 km/s.
CICLUL SOLAR
Materia solara se gaseste sub forma de gaz sau plasma, datorita temperaturii foarte mari. Acest lucru face posibil ca Soarele sa se roteasca la nivelul ecuatorului mai repede (in 25 de zile), decat la latitudini mai mari (35 de zile). Rotatia diferita duce la tensionarea liniilor de camp magnetic, producand pete si proeminente solare.
Ciclul solar se datoreaza faptului ca nucleul nu se comporta intotdeauna identic. Astfel, pe masura ce reactiile de fuziune consuma hidrogenul, temperatura si presiunea incep sa scada, determinand o relaxare, o crestere in volum. insa reducerea presiunii face ca masa sa nu mai poata suporta gravitatia, astfel ca se produce un mic colaps, ceea ce duce din nou la cresterea presiunii si temperaturii, si la reluarea ciclului.
Ciclul solar reprezinta o perioada de 22 ani in care campul magnetic solar se roteste cu 360 de grade, polii magnetici inversandu-se. Activitatea magnetica are o influenta importanta asupra activitatii stelei. Ciclul prezinta un maxim o data la aproximativ fiecare 11 ani si, de asemenea, un minim. Maximul se caracterizeaza prin pete solare frecvente, explozii solare dese si puternice, intensificarea tuturor fenomenelor solare in general.
Petele solare sunt regiuni in care activitatea magnetica este foarte puternica, ceea ce duce la o temperatura mai scazuta (dar inca fierbinte!) fata de zona inconjuratoare; au o luminozitate mai slaba. Temperatura acestor pete se situeaza intre 4.000-4.500 K, fata de temperatura normala la suprafata de putin peste 5.700 K.
Petele solare sunt partea vizibila a fluxurilor magnetice din zona convectiva. Daca stresul asupra fluxului atinge o anumita limita, acesta se va bucla cu capetele spre suprafata Soarelui. Petele apar in general in perechi si au polaritati opuse. Ele migreaza de-a lungul ciclului solar, apropiindu-se de ecuator in perioada de maxim. Sunt usor de observat cu un telescop mic, cu protectia adecvata.
ECLIPSELE SOLARE
Eclipsa solara implica Soarele, Luna si Pamantul. Acestea trebuie sa fie aliniate, Luna trecand printre Soare si Terra. Discul lunar va acoperi un timp scurt discul solar. Acest eveniment are loc numai in cazul in care Luna este noua, insa nu in fiecare luna. Planul orbitei Lunii este inclinat cu 5 grade fata de ecliptica. Eclipsa are loc astfel in doua pozitii lunare, numite noduri, unde orbita Lunii intersecteaza orbita terestra.
Eclipsele pot fi de trei feluri: partiale (cand discul solar nu este acoperit complet de cel lunar); inelare (cand Luna este departata de Terra si marimea ei aparenta pe cer este mai mica decat a Soarelui); totale (cand Soarele este acoperit complet de Luna). Durata maxima a unei eclipse totale de Soare este de 7 minute. in timpul eclipsei totale se poate observa coroana solara (altfel invizibila datorita luminii foarte puternice) si, de asemenea, parti din cromosfera. Cerul se va intuneca brusc, ca dupa o jumatate de ora de la apusul Soarelui, pe cer aparand cele mai stralucitoare stele si planete la momentul respectiv.
Temperatura poate scadea si chiar pot aparea unele fenomene meteorologice, datorita diferentelor de temperatura ale maselor de aer.
ATENTIE! Nu priviti niciodata spre Soare direct, poate cauza orbire temporara sau permanenta! Nu folositi niciodata instrumente astronomice fara protectia necesara cand studiati Soarele, lumina amplificata a acestuia putand cauza orbire permanenta si arsuri!
COMPOZITIA SOARELUI
Soarele face parte din a treia generatie de stele aparute in Univers. Abundenta elementelor grele, ce se pot forma doar in interiorul stelelor foarte fierbinti sau imediat dupa explozia unei supernove, confirma aceasta teorie.
Clasa spectrala din care face parte Soarele este G2V. G2 inseamna ca temperatura la suprafata este de aproximativ 5.500 K, culoarea este alba (atmosfera ii da un efect de galbui). Spectrul contine linii de metale ionizate si neutre si, de asemenea, ale hidrogenului. V inseamna ca se afla in secventa principala, generand energie prin fuziunea hidrogenului si aflandu-se in echilibru hidrostatic.
in galaxia noastra exista peste 100 de milioane de stele ce fac parte din aceasta clasa spectrala, deci sunt foarte asemanatoare cu Soarele nostru.
STRUCTURA SOARELUI
La fel ca Pamantul, Soarele este compus din mai multe straturi ce ii definesc structura. insa, spre deosebire de Terra, acesta este complet gazos si nu are o suprafata bine determinata. Temperatura si densitatea cresc dramatic cu cat inaintam spre centru. in centru densitatea atinge 150 g/cm3, pe cand in coroana abia atinge 1×10-15 g/cm3, asemanator cu vidul produs in laboratoarele pamantene. Structura Soarelui este insa bine definita. Interiorul solar nu este direct observabil, acesta fiind opac la radiatia electromagnetica. Helioseismologia foloseste undele produse de cutremurele solare pentru a masura si vizualiza structura interna.
NUCLEUL – sursa energiei solare
Nucleul Soarelui este sursa intregii energii solare. Nucleul solar este considerat a se extinde la peste 20% din raza. Temperatura aici este de 15 milioane K, iar materia este foarte densa. Aceste conditii fac posibila desfasurarea fuziunii hidrogenului.
in nucleu, caldura intensa nu permite ca atomii sa existe si ii separa in parti componente, electroni si ioni pozitivi, rezultand plasma, neutra din punct de vedere electric. Temperatura foarte mare face particulele sa se miste cu o viteza apreciabila, iar densitatea faciliteaza intalnirea lor, ceea ce duce la reactia de fuziune, formandu-se astfel nuclee mai grele si eliberandu-se energia solara. Cea mai mare parte a vietii sale Soarele va produce heliu din hidrogen.
Rata fuziunii nucleare depinde de densitate, astfel ca in nucleu Soarelui permanent se echilibreaza, iar steaua pulseaza usor de-a lungul ciclurilor sale. Aproximativ 8,9×1017 protoni (nucleele de hidrogen) sunt convertite in nuclee de heliu in fiecare secunda, din conversia materie-energie rezultand 383 yottawati (383×1024 W), echivalentul a 9,15×1010 megatone de TNT pe secunda.
Fotonii de mare energie creati in centru sunt incetiniti de absorbtia si reemisia straturilor ce alcatuiesc structura Soarelui, parcurgand o cale intortocheata si lunga. Ajunsi la suprafata, sunt eliberati ca lumina. Drumul pe care il fac fotonii din centru pana la evadare poate fi cuprins intre 17.000 de ani si 50 de milioane ani. Se estimeaza ca in medie calea aceasta ar dura cam 1 milion de ani. Neutrinii emisi, in schimb, nu sunt opriti de materie, interactionand foarte slab cu aceasta, fiind o sursa directa de informatii despre ce se intampla in interiorul stelei.
ZONA RADIATIVA – transportul lent al energiei
Odata ce energia este produsa in nucleul solar, aceasta trebuie sa paraseasca centrul pentru a ajunge ulterior in regiunile superioare. Transportul fizic al energiei se poate face in mai multe moduri. Pentru o stea de tipul Soarelui, cel mai eficient mod este prin radiatie.
Regiunea ce inconjoara nucleul Soarelui este zona radiativa. Aici, energia, sub forma de radiatie, este transferata prin intermediul interactiilor dintre atomi. Temperatura este mai scazuta decat in nucleu, iar anumiti atomi raman intacti. Acestia absorb energie, o pastreaza pentru o perioada de timp, dupa care o cedeaza. Astfel, energia generata de reactiile nucleare trece din atom in atom prin zona radiativa. Zona radiativa se intinde de la 0,2 la 0,7 din raza solara. in zona radiativa nu exista convectie termica, gradientul temperaturii fiind extrem de lent.
ZONA DE CONVECTIE – Zona de fierbere
Energia, odata iesita din regiunea radiativa, va avea nevoie de alt mod de transport spre suprafata, deoarece temperatura scade mult, la “doar” 2 milioane de grade Kelvin. Atomii aflati aici vor absorbi de asemenea energie, insa pentru ca mediul este mai rece, nu o vor ceda atat de repede. Cel mai eficient mod de transfer de caldura devine acum convectia. Ne aflam in zona de convectie. Materia fierbinte urca dinspre centru spre suprafata, iar cea rece coboara. Cand atinge marginea zonei de convectie, materia fierbinte incepe sa se raceasca, cedand fotoni, apoi se afunda iar. Miscarea aceasta seamana cu cea a apei care fierbe, dandu-i un efect de granulare. Convectia turbulenta din toata aceasta regiune produce campul magnetic solar.
Energia este transferata mult mai rapid decat prin radiatie; este nevoie doar de o saptamana si ceva pentru ca materia fierbinte sa strabata aceasta regiune pentru a ceda fotonii.
FOTOSFERA – suprafata efectiva a Soarelui
Suprafata vizibila a Soarelui, fotosfera, este stratul ce impiedica trecerea luminii vizibile. Trecand de fotosfera, energia solara este libera sa se propage in spatiu. Pentru ca Soarele este format din gaz, suprafata sa nu este solida, ca cea a Terrei. Gazul devine tot mai dens cu cat patrundem in interior.
Energia este transportata in fotosfera din nou prin radiatie. Desi temperatura aici este scazuta, gazul este destul de subtire pentru ca atomii sa absoarba si sa elibereze energie.
ATMOSFERA Deasupra fotosferei se afla un strat de gaz de 2.000 km grosime, cunoscut sub numele de cromosfera. Aici, energia este in continuare transportata ca radiatie. Se pot vedea celule convective, asemanatoare celor din fotosfera, insa mult mai mari, aspectul fiind numit supergranulatie. Stratul superior al cromosferei este in continua miscare. Aceasta se concretizeaza in flame ce se intind de-a lungul a cateva mii de kilometri, numite spicule.
ZONA DE TRANZITIE – Lucrurile se incing din nou
Deasupra cromosferei se afla un strat subtire, in grosime de 100 km, unde temperatura creste radical de la 20.000 K la peste 2 milioane grade Kelvin in coroana. Aceasta este regiunea de tranzitie. incalzirea dramatica se datoreaza ionizarii complete a heliului din aceasta zona, ce reduce racirea de tip radiativ a plasmei. Coroana este ultimul strat al Soarelui. Se intinde foarte mult in spatiu, iar forma o capata in functie de campul magnetic solar. Electronii liberi se deplaseaza de-a lungul liniilor campului magnetic. Aici densitatea este extrem de scazuta, iar de pe Terra se poate vedea doar in timpul eclipselor solare totale. Particulele ce formeaza coroana, sub actiunea campului magnetic solar, sunt transportate sub forma vantului solar, cu o viteza de 400 km/s. Cand acest vant solar interactioneaza cu campul magnetic terestru, o parte din electroni si protoni intra in atmosfera Pamantului. Aici interactioneaza cu alti atomi, cedandu-le energie, pe care apoi acestia o emit sub forma de lumina divers colorata. Astfel ia nastere aurora.
HELIOSFERA – Ultima frontiera
Este zona in care actioneaza vantul solar. Porneste de la o distanta de 0,1 UA de Soare si se extinde pana dincolo de Centura Kuiper, unde intervine heliopauza, granita unde vantul solar este oprit de mediul interstelar.
Forma heliosferei nu este sferica sau de disc, cum am inclina sa credem la prima vedere, ci este influentata de miscarea Soarelui impreuna cu intreg Sistemul Solar prin galaxie. Astfel, in sensul acestei deplasari este comprimata, iar in urma se aseamana cu o coada cometara.
Viteza vantului solar este de peste 1.000.000 km/h. Cu cat se departeaza, incepe sa interactioneze cu particule venite din mediul interstelar, fenomen care il incetineste, in cele din urma ajungandu-se la un echilibru, o granita ce se numeste heliopauza, dincolo de care actiunea vantului emis de Soare inceteaza. Sondele Voyager 1 si 2 au atins socul terminal la 94, respectiv 76 UA de Soare, ceea ce arata ca heliosfera variaza in dimensiuni in functie de localizare. socul terminal este punctul in care viteza vantului solar devine mai mica decat viteza sunetului. Se asteapta astfel ca heliosfera sa treaca de 100 UA.
Sursa: Wikipedia, Scientia.ro, Space.com
- Machu Picchu – Leaganul civilizatiei incase - 15 aprilie 2018
- Inventii care ne-au marcat: Roata. Cine, cand si cum a inventat-o - 2 aprilie 2018
- Samsung Galaxy S7: Cum va arata el, VIDEO si specificatii tehnice - 26 februarie 2016
