Acest text va fi inlocuit de flash-ul din header.


 
PALEONTOLOGIE
| Formarea Terrei |
| Erele geologice |
| Marile extinctii |
| Ce urmeaza? |
 
EXOBIOLOGIE
| Ce este viata? |
| Planete extrasolare |
| Detectarea planetelor |
 
ASTRONOMIE
| Sistemul solar |
Soarele |
Mercur |
Venus |
Terra |
Marte |
Jupiter |
| Stele |
| Galaxii |
| Gauri negre |
 
COSMOLOGIE
| Viitorul Universului |
| Istoria universului |
 
FIZICA CUANTICA
| Fortele fundamentale |
| Particule |
| Teorii |
| Marea unificare |
| Antimateria oglinda fidela? |
 
TEHNOLOGIE
| Misiuni spatiale |
| Observatoare |
| Robotica |
| Nanotehnologie |
 
PARADOX
| Perpetuum Mobile |
| Teleportarea |
| Calatoria in timp |

sunteti aici: ASTRONOMIE » Sistemul solar » Soarele


Soarele


Soarele a fost glorificat de civilizatiile stravechi si ridicat la rang de zeitate, a slujit la alcatuirea calendarelor pe care se bazau evenimente importante din viata oamenilor acelor vremuri, a reprezentat mereu o parte importanta a vietii fizice, dar mai ales a celei spirituale. Gigantul Sistemului Solar ce e casa noastra, 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. Stele mult mai mari ca acesta exista in numar mic, pe cand stelele mici, ca piticele rosii, sunt extrem de numeroase. Este o stea solitara, neavand companion ca majoritatea stelelor 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 protostele. 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 tranfosrmarea 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 chiar si cea a Pamantului. Se poate insa ca masa pe care Soarele o va pierde pana la stadiul de a ajunge o giganta rosie va impinge orbita Terrei, care va scapa netopita. Si totusi, vremea nu va fi deloc favorabila, atmosfera si oceanele evaporandu-se complet.

Odata faza de giganta rodie 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 usor timp de multe miliarde de ani.

Soarele orbiteaza centrul 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 o UA la fiecare 8 zile.

Desi este doar o stea de dimensiune mijlocie, Soarele contine 99% din masa intregului Sistem Solar. Este o sfera aproape perfecta, axa polara diferind de cea ecuatoriala doar cu 10 km.

Soarele orbiteaza centrul de greutate al Sistemului Solar, care este situat aproape de suprafata sa, in special datorita masei mari a plenetei 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.

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 distantei, 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 stralucitor cu timpul. La inceput, curand dupa formarea Terrei, acesta stralucea doar cu 75 din forta cu care o face astazi.

Este de 332,9 ori mai masiv decat Pamantu si contine 99,86% din masa intregului Sistem Solar. Aduna la un loc, prin forta sa gravitationala, toate corpurile ce fa cparte din acest sistem. Diametrul sau este de 1.390.000 km, iar temperatura din centrul sau este de 15.600.000 K, pe cand cea de la suprafata este de doar 5.800 K (exceptand petele solare, cu o temperatura de 3.800 K).

Straturile superioare are Soarelui se rotesc diferit fata de nucleu. Iar straturile de la ecuator se rotesc diferit fata de cele de la poli (25,4 zile fata de 36 zile). Aceste lucruri se intampla deoarece steaua nu este un corp solid precum Terra, ci gazos. Doar nucleul sau se comporta ca un corp solid (acest lucru se intampla din cauza presiunii foarte mari care il tine compact).

Soarele emite radiatie de intensitate relativ scazuta de particule incarcate electric (in special protoni si electroni), cunoscuta ca vant solar, ce se propaga cu 450 km/s. Este principala sursa de energie pe Terra.

CICLUL SOLAR

Toata materia Soarelui 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 relaxare, o crestere in volum. Insa reducerea presiunii face ca masa sa nu mai poata suporta gravitatia, astfel ca are loc un mic colaps, ceea ce duce din nou la cresterea presiunii si temperaturii, si la reluarea ciclului.

Ciclul solar este 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, prezent o data la aproximativ fiecare 11 ani, si de asemenea un minim.

Maximul se caracterizeaza prin pete solare frecvente, explozii solare dese si puternice, intesificarea tuturor fenomenelor solare in general.

Petele solare sun regiuni in care activitatea magnetica este foarte puternica, ceea ce duce la o temperatura mai scazuta (dar inca fierbinte!) fata de zona inconjuratoare, si de asemenea au o luminozitate mai slaba. Temperatura acestor pete se situeaza intre 4.000-4.500 K, fata de temperatura normala la suprafata de aproximativ 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 magnetice in general apar in perechi, si au polaritati opuse.

Petele solare migreaza de-a lungul ciclului solar, apropiindu-se de ecuator spre maximul solar. Ele sunt usor de observat cu un telescop mic, cu protectia adecvata.

ATENTIE! Nu priviti niciodata spre Soare direct, poate cauza orbire temporara sau permanenta! Nu folositi niciodata intrumente astronomice fara protectia necesara cand studiati Soarele, lumina amplificata a acestuia putand cauza orbire permanenta si ardere!

ECLIPSELE SOLARE

Eclipsa este un eveniment astronomic in care un obiect celest se misca in umbra altuia. 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 este Luna plina, 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 Pamantului.

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 maromea 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), 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. De asemenea, temperatura poate scadea, si chiar sa apara unele fenomene meteorologice (asemeneni miscarilor de aer) datorita diferentelor de temperatura aparute la masele de aer.

ATENTIE! Nu priviti niciodata spre Soare direct, poate cauza orbire temporara sau permanenta! Nu folositi niciodata intrumente astronomice fara protectia necesara cand studiati Soarele, lumina amplificata a acestuia putand cauza orbire permanenta si ardere!

COMPOZITIA SOARELUI

Soarele face parte din a treia generatie de stele aparute in Univers, ce au luat nastere probabil ca urmare a aglomerarii materiei datorate undelor de soc ale supernovelor. Abundenta elementelor grele, ce se pot forma doar in interiorul stelelor foarte fierbinti sau imediat dupa explozia unei supernove, confirma aceasta teorie.

In fiecare secunda in interiorul sau 4 milioane de tone de hidrogen fuzioneaza pentru a forma heliu si energie. 74% din masa Soarelui este formata din hidrogen, 25% este heliu, iar restul il reprezinta elementele mai grele.

Clasa spectrala din care face parte Soarele este G2V. G2 inseamna ca temperatura la suprafata este de 5.500 K, culoarea este alba (atmosfera ii da un efect de galbui). Spectrul contine linii de metale ionizate si neutre, ca de asemeni 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 milioane de stele ce fac parte din aceasta clasa spectrala, deci sunt foarte asemanatoare cu Soarele nostru.

Compozitia Soarelui (in functie de numarul de atomi):

  • 92.1% H
  • 7.8% He
  • 0.061% O
  • 0.030% C
  • 0.0084% N
  • 0.0076% Ne
  • 0.0037% Fe
  • 0.0031% Si
  • 0.0024% Mg
  • 0.0015% S
  • 0.0015% alte elemente

STRUCTURA SOARELUI

La fel ca Pamantul, Soarele este compus din mai multe straturi ce ii definesc structura. Spre deosebire insa, 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 1x10^-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 insa foloseste undele produse de cutremurele solare pentru a masura si vizualiza structura interna.

NUCLEUL - Sursa energiei solare

Nucleul este sursa intregii energii solare. Nucleul solar este considerat a se extinde 20% raza.Temperatura aici este de peste 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 pentru a forma nuclele mai grele, si de asemenea 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 8,9x10^17 protoni (nuclele de hidrogen) sunt convertite in nuclee de heliu in fiecare secunda, din conversia materie-energie de 4,26 milioane tone pe secunda rezultand 383 yottawati (383x10^24 W), echivalentul a 9,15x10^10 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 curprins intre 17.000 ani si 50 milioane ani. Se estimeaza ca in medie calea aceasta ar dura cam 1 milion ani.

Neutrinii emisi, in schimb, nu sunt opriti de materie, interactionand foarte slab cu aceasta, fiind o sursa directa despre ce se intampla in interiorul stelei.

ZONA RADIATIVA - Lenta transportare a energiei

Odata ce energia este produsa in nucleul solar, aceasta trebuie sa paraseasca centrul pentru 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. Ca fotonii sa scape din aceasta regiune trebuie sa treaca un milion de ani, pe cand de la suprafata Soarelui putin de 10 minute le este necesar sa ajunga pana la noi.

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 grade Kelvin (spre deosebire de stratul anterior, cu 5 milioane K). Atomii aflati aici vor absorbi de asemenea energie, insa pentru ca mediul este mai rece si dens, nu o vor ceda atat de repede.

Cel mai eficeint mod de transfer de caldura devine acum convectia. Ne aflam in zona de convectie. Matria 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 temeperatura aici este scazuta, doar 5.800 K, gazul este destul de subtire pentru ca atomii sa absoarba si sa elibereze energie.

ATMOSFERA

CROMOSFERA - In continua miscare

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. Inca nu a fost inteles complet acest proces de incalzire dramatica a coroanei, insa se presupune ca una din cauzele principale ar fi actiunea campului magnetic solar.

COROANA - Varful

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. Aceasta porneste de la o distanta de 0,1 UA de Soare si se extinde pana la peste 50 UA, unde intervine heliopauza, granita unde vantul solar este oprit de mediul interstelar.

Vantul solar este ejectat de Soare in toate directiile cu o viteza de cateva sute de km/s. Mult mai departe de orbita lui Pluto, acesta incetineste, intalnind gazele din mediul interstelar.

Forma exacta a heliosferei, ca si distanta pe care aceasta se intinde, sunt inca imprecis determinate. Misiuni interplanetare ca Pioneer 10 si 11, sau Voyager 1 si 2, strabat Sistemul Solar si se pare ca ar fi atins deja heliopauza.

Distanta de centrul Caii Lactee

2,5×10^17 km
26.000-28.000 a.l.

Perioada de rotatie galactica

2,25-2,50×10^8 ani

Viteza de deplasare in Calea Lactee

217 km/s in jurul centrului Caii Lactee

Viteza relativa fata de stelele apropiate

19,7 km/s

Inclinatie

7,25 grade fata de ecliptica
67,23 grade fata de planul galactic

Tipul spectral

G2 V

Compozitie

92,1% hidrogen, 7,8% heliu

Varsta

4.6 miliarde ani

Distanta medie fata de Pamant

149,6 milioane km

8,31 minute lumina

Perioada de rotatie siderala

609,12 ore

25,38 zile

Perioada de rotatie sinodica

27,2753 zile

Perioada de rotatie la ecuator

26,8 zile

Perioada de rotatie la poli

36 zile

Raza ecuatoriala

695.500 km (109 pamanturi)

Circumferinta ecuatoriala

4.379.000 km (109 pamanturi)

Volumul

1.142.200.000.000.000.000 km3 (1.300.000 pamanturi)

Masa

1.989.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg 

1,989 x 10^30 kg  (332.900 pamanturi)

Densitatea

1,409 g/cm3  (0,255 din a Terrei)

Aria suprafetei

6.087.799.000.000 km2       

6,0877 x 10^12 km2   (11.990 pamanturi)

Temperatura suprafetei

5.777 K

Temperatura nucleului

13,6 milioane K

Gravitatia de suprafata la ecuator

273,95 m/s2  (28 ori cea a Terrei)

Viteza de evadare

2,223.720 km/h

617,54 km/s  (55 ori cea a Terrei)

Luminozitate

3,83 x 10^33 erg/s

Luminozitatea aparenta

-26,8

Magnitudinea absoluta

4,8

Constanta solara (iradierea)

1,365 - 1,369 kW/m2

 


Pentru fiecare actiune, exista o critica egala si de sens opus.
Cuvinte
Dictionar
Piticele maro, ce nu au masa suficienta pentru a produce fuziunea hidrogenului in interior, intrec in numar toate celelalte tipuri de stele luate la u...
Curiozitati
Fizicianul Ampere (1775-1836) avea doua pisici, una mare si una mititica, pe care le iubea nespus. Dar cand usa se inchidea, pisicile nu mai puteau intra sau iesi din camera. Asa ca Ampere a dat dispozitie sa se faca doua gauri in usa: una mare pentru pisica mare, si una mica pentru pisica mica.
Umor
RASARIT SI APUS
detalii...
Experimente acasa
Intreaba un expert
Cats Eye Nebula NGC 6543
Galerie foto

EINSTEIN ALBERT
14 martie 1879 18 aprilie 1955
Personalitati
Recomandari
Avand in vedere ca spatiul si timpul nu sunt continue, exista infinit?
Da, spatiul si timpul sunt infinite, fara inceput si sfarsit.
Da, cel putin din anumite puncte de vedere, exista singularitati.
Da, poate ca Universul este finit, dar multimea multiversurilor este infinita.
Nu, totul este finit in cele din urma.
Termeni si conditii de utilizare    Copyright © 2014 Astropedia.ro