În cadrul discuțiilor dintre cercetători, Soarele este desemnat uneori și prin numele său latin Sol, sau grecesc Helios. Simbolul său astrologic este un cerc cu un punct în centru:
Unele popoare din antichitate îl considerau ca fiind o planetă. | |
| Distanța medie față de Pământ | 1,496×108 km (8,31 minute lumină) |
|---|---|
| Luminozitate vizuală(V) | −26,8m |
| Magnitudine absolută | 4,8m |
| Clasificare spectrală | G2V |
| Caracteristicile orbitei | |
| Distanța medie față de centrul Căii Lactee | ~2,5×1017 km (26 000-28 000 ani-lumină) |
| Perioada Galactică | 2,25-2,50×108 ani |
| Viteza | 217 km/s pe orbită în jurul centrului galaxiei, 20 km/s relativ la viteza medie a stelelor învecinate |
| Caracteristici fizice | |
| Diametru mediu | 1,392×106 km (109 ori diametrul Pământului) |
| Circumferință | 4,373×106 km (342 ori diametrul Pământului) |
| Aplatizare | 9×10−6 |
| Aria suprafeței | 6,09×1012 km² (11 900 ori mai mult decât Pământul) |
| Volum | 1,41×1018 km³ (1 300 000 ori mai mult decât Pământul) |
| Masă | 1,9891×1030 kg (332 950 ori mai mult decât Pământul) |
| Densitate | 1,408 g/cm³ |
| Gravitația la suprafață | 273,95 m s-2 (27,9 g) |
| Viteza de evadare de pe suprafață | 617,54 km/s |
| Temperatura la suprafață | 5780 K |
| Temperatura coroanei | 5 MK |
| Temperatura miezului | ~13,6 MK |
| Luminozitate (Lsol) | 3,827×1026 W 3,9×1028 lm or 100 lm/W randament |
| Radiația medie (Isol) | 2,009×107 W m-2 sr-1 |
| Caracteristicile rotației | |
| Înclinare | 7,25° (față de elipsă) 67,23° (față de planul galaxiei) |
| Ascendentul Polului Nord[1] | 286,13° (19 h 4 min 30 s) |
| Declinația Polului Nord | +63,87° (63°52' Nord) |
| Perioada de rotație la ecuator | 25,3800 zile (25 d 9 h 7 min 13 s)[1] |
| Viteza de rotație la ecuator | 7174 km/h |
| Compoziția fotosferei (după masă) | |
| Hidrogen | 73,46 % |
| Heliu | 24,85 % |
| Oxigen | 0,77 % |
| Carbon | 0,29 % |
| Fier | 0,16 % |
| Neon | 0,12 % |
| Azot | 0,09 % |
| Siliciu | 0,07 % |
| Magneziu | 0,05 % |
| Sulf | 0,04 % |
Istoria și destinul Soarelui
Conform cercetărilor actuale, vârsta Soarelui este de aproximativ 4,6 miliarde de ani, și el se află pe la jumătatea ciclului principal al evoluției, în care în miezul său hidrogenul se transformă în heliu prin fuziune nucleară. În fiecare secundă, peste patru milioane de tone de materie sunt convertite în energie în nucleul soarelui, generându-se astfel neutrino și radiație solară.
Deși este cea mai apropiată stea de Pământ și a fost intens studiată, multe întrebări legate de Soare nu și-au găsit încă răspuns; ca de exemplu, de ce atmosfera exterioară a Soarelui are o temperatură de peste un milion Kelvin, în timp ce suprafața vizibilă (fotosfera) are o temperatură de "doar" aproximativ 6.000 K.
Investigațiile curente legate de activitatea Soarelui includ cercetări asupra ciclului regulat al petelor solare, originea și natura fizică a protuberanțelor solare, interacțiunea magnetică dintre cromosferă și coroană, precum și originea vântului solar.
Informații generale
Soarele face parte din clasa spectrală G2V. "G2" înseamnă că
- temperatura la suprafață este de aproximativ 5.500 K (de aici rezultând culoarea sa galbenă-portocalie),
- iar spectrul său conține linii de metale ionizate și neutre precum și foarte slabe linii de hidrogen.
Faza principală a existenței Soarelui va dura în total aproximativ 10 miliarde de ani. Vârsta actuală, determinată folosind modele computerizate ale evoluției stelelor și nucleocosmocronologia, se consideră a fi de aproximativ 4,57 miliarde de ani [3]. Soarele orbitează în jurul centrului galaxiei noastre, Calea Lactee, la o distanță de 25-28 de mii de ani lumină de acesta, realizând o revoluție completă în circa 225-250 de milioane de ani. Viteza orbitală este de 220 km/s, adică un an-lumină la fiecare 1.400 de ani, sau o UA la fiecare 8 zile.[4]
Soarele este o stea din a treia generație, a cărei formare este posibil să fi fost declanșată de undele de șoc ale unei supernove aflate în vecinătate. Acest fapt este sugerat de prezența în abundență în sistemul nostru solar a metalelor grele cum ar fi aurul și uraniul; cea mai plauzibilă explicație a provenienței acestora fiind reacțiile nucleare dintr-o supernova sau transmutațiile prin absobția de neutroni din interiorul unei stele masive de generația a doua.
Masa Soarelui este insuficientă pentru a genera explozia într-o supernovă, în schimb, în 4-5 miliarde de ani, el va intra în faza de gigantă roșie, straturile exterioare urmând să se extindă, în timp ce hidrogenul din centru va fi consumat, iar miezul se va contracta și încălzi. Fuziunea heliului va începe când temperatura în centru va ajunge la 3×108 K. Deși probabil expansiunea straturilor exterioare ale Soarelui va atinge actuala traiectorie a Pământului, cercetări recente sugerează că în faza premergătoare, datorită pierderii de masă, orbita Pământului va fi împinsă mai departe, prevenind astfel înghițirea Pământului (totuși atmosfera Pământului se va evapora și împrăștia).
Lumina și căldura Soarelui constituiesc principala sursă de energie pe suprafața Pământului. Constanta solară este cantitatea de energie solară care ajunge pe Pământ pe unitatea de suprafață direct expusă luminii solare. Constanta solară este aproximativ 1.370 watt/m2 la distanța de Soare de o unitate astronomică (UA). Lumina ce ajunge pe suprafața Pământului este atenuată de atmosfera terestră, de fapt pe suprafața Pământului ajunge o cantite mai mică de energie, undeva în jurul valorii de 1.000 watt/m2 în condițiile unei expuneri directe, când Soarele se află la zenit. Această energie poate fi utilizată printr-o multitudine de procedee naturale sau artificiale:
- fotosinteza realizată de plante, care capturează energia solară și o folosesc la conversia chimică a bioxidului de carbon din aer în oxigen și compuși reduși ai carbonului
- prin încălzire directă
- prin conversie realizată de celule fotovoltaice pentru a genera electricitate.
- Energia stocată în petrol și alți combustibili fosili a provenit inițial tot din energia solară, prin fotosinteză, în trecutul îndepărtat.
Observată de pe Pământ, traiectoria Soarelui pe bolta cerească variază pe parcursul anului. Traiectoria descrisă de poziția Soarelui pe cer luată în fiecare zi la exact aceeași oră pe parcursul unui an se numește analemmă și seamănă cu o figură în formă de 8, aliniată pe o axă de la nord la sud. În afară de cea mai evidentă variație a poziției aparente a Soarelui pe bolta cerească între nord și sud cu o amplitudine unghiulară de 47 de grade (datorită înclinației axei terestre de 23,5 grade fată de ecliptică), există de asemenea și o componentă pe axa est-vest a acestei variații de poziție. Variația pe axa nord-sud rămâne însă sursa principală a anotimpurilor pe Pământ.
Datorită faptului că se află atât de aproape de Pământ, în termeni astronomici, Soarele este steaua cea mai bine cercetată și cunoscută. Astronomii disting chiar detaliile de la suprafața sa (începând de la 150 km și mai mult). În comparație cu Pământul, Soarele este gigantic. Volumul său ar putea cuprinde 1.300.000 de planete ca a noastră, iar de-a lungul diametrului său s-ar putea alinia 109 Pământuri. Soarele este o imensă sferă de gaz foarte cald, a cărei masă o depășește de 300.000 de ori pe cea a Pamântului. La suprafață, forța gravitațională este de aproximativ 28 de ori mai puternică decât cea de pe Pământ. Totuși, Soarele nu este decât o stea foarte obișnuită. Pentru astronomi, este o adevărată șansă să poată studia o stea atât de tipică: tot ceea ce află ei prin studierea Soarelui îi ajută să înțeleagă mai bine și celelalte stele.
Miezul
Spre centrul Soarelui este din ce în ce mai cald, iar materia este din ce în ce mai comprimată. În centru temperatura ajunge la 15 milioane de grade, iar presiunea este de 100 milioane de ori mai mare decat cea din centrul Pământului. În acest cuptor, atomii de hidrogen se aglomerează câte patru și se transformă în atomi de heliu. În cadrul acestei reacții de fuziune nucleară se degajă căldură și lumină, sursa strălucirii Soarelui. În fiecare secundă, 564 de milioane de tone de hidrogen se transformă în aproape 560 de milioane de tone de heliu în centrul Soarelui, iar diferența, mai mult de 4 milioane de tone pe secundă, se transformă în energie radiativă (în jur de 383 yotawatt, adică 3,83 x 1026 Watt). Zona unde se produc aceste reacții nucleare nu reprezintă decât un sfert din raza Soarelui, dar ea cuprinde jumătate din masa acestuia. Lumina emisă în această zonă centrală a Soarelui nu ajunge la suprafața sa decât după două milioane de ani. Petele solare au un aspect întunecat pentru că ele sunt mai reci decât regiunile din jur. Ele sunt adeseori asociate în perechi, care se comportă ca polii unui enorm magnet. Pot rămâne vizibile timp de mai multe săptămâni. Numărul petelor care pot fi observate pe Soare variază după un ciclu de aproximativ 11 ani.Eclipsa
Niciun comentariu:
Trimiteți un comentariu