ࡱ> Y[X7 7bjbjUU -@7|7|3l I(QQQIIIIIII$RJ rLPAIQMQQQAI1E;VI1E1E1EQAI1EQI1E1EEV,HI t1EH IlI0IH L1ELI1ESoarele Soarele este cel mai mare corp din sistemul solar continnd 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 nseamna ca este de 109 ori mai mare dect Pamntul. 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 dect presiunea de pe Pamnt (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. n fiecare secunda sunt convertite n heliu 592 milioane tone de hidrogen, proces n care 4,1 milioane tone sunt convertite n energie - conform celebrei relatii E=mc 2 ZONA DE RADIATIE este o regiune cu o latime de aproximativ 380.000 km n care energia eliberata de nucleu sub forma de fotoni si 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 n interior pentru a se ncalzi - 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 raspndite granulele. Acestea sunt formatiuni de materie gazoasa cu o temperatura cu circa 300 de grade mai ridicata dect cea a fotosferei si pot fi asemanate cu niste boabe de orez cu dimensiunile cuprinse ntre 250 si 1500 km n diametru, fiind comparabile cu marimea unei tari ca Franta. Ele evolueaza rapid (apar si dispar) n mai putin de un sfert de ora. Granulele sunt determinate de gazele fierbinti care ajung n fotosfera din zona de convectie. CROMOSFERA este o regiune care poate ajunge pna la 5.000 km deasupra fotosferei si care are o temperatura medie de aproximativ 4.500 grade (creste odata cu cresterea naltimii avnd n partea superioara 20.000 de grade Celsius). Fiind mai rece dect fotosfera ea poate fi observata numai n timpul eclipselor totale de Soare, cnd discul solar este acoperit de discul aparent al Lunii. Aceasta regiune a fost denumita cromosfera deoarece n 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 pna la naltimea de 10.000 km, particulele constituente avnd viteza de 15-20 km/s. Cromosfera este numita si spayul fotosferic, deoarece pare a fi facuta n ntregime din spicule de o mare varietate de dimensiuni. COROANA SOLARA este stratul exterior al atmosferei solare si se ntinde de la limita superioara a cromosferei pna la naltimi de ordinul milioanelor de kilometri, scaldnd planetele cele mai apropiate de Soare : Mercur, Venus, Pamnt si Marte. Fiind de un milion de ori mai putin stralucitoare dect fotosfera ea poate fi observata numai n 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 n spatiu dnd nastere unor particule ncarcate electric cunoscute sub numele de vnt solar. Viteza materiei ionizate n vecinatatea Soarelui este mica (de ordinul zecilor de kilometri pe secunda) dar creste pe masura ce acestea se ndeparteaza ajungnd ca n vecinatatea Pamntului sa fie de aproximativ 350 km/s. n mod normal concentratia vntului solar este de 5-10 particule pe centimetru cub . n cadrul expunerii de mai sus straturile exterioare ale Soarelui (fotosfera, cromosfera si coroana) au fost privite ca niste paturi linistite n care nu se ntmpla nimic. Din observatii stim ca n interiorul lor au loc procese active care se desfasoara sub diverse aspecte. Totalitatea acestor procese constituie asa-numita activitate solara. n 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 n evidenta si au fost observate din timpuri stravechi . O pata solara este o for-matiune de culoare ntunecata care apare printre granulele fotosferice . La nceput ea apare ca un por care se dezvolta si poate sa dureze cteva saptamni. Culoarea nchisa a petei se datoreaza faptului ca exista un efect de contrast ntre 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 n timp. O pata obisnuita are diametrul de circa 7.000-15.000 km, dar uneori pot ajunge la pna la 50.000 km, iar n cazuri exceptionale pot avea diametre mult mai mari (cea mai mare pata a fost observata n 1947, ea avnd 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 n cronicile medievale. Pentru comparatie sa mentionam ca diametrul Pamntului este de 12.740 km! Din observarea petelor solare s-a constatat ca Soarele se roteste n jurul unei axe care trece prin centrul sau. Sensul acestei rotatii, vazuta de pe Pamnt, este de la stnga la dreapta observatorului, adica de la est spre vest. Totodata s-a determinat ca viteza de rotatie scade de la ecuator spre poli, astfel nct 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, n 7 ani scade la minim, dupa care n 4 ani s-a atins iar un maxim n anul 1990). Aceasta periodicitate se numeste ciclul activitatii solare si este foarte importanta deoarece odata cu variatia petelor solare au loc si alte variatii n modul de manifestare a activitatii solare. Anul 1998 este un an n care activitatea solara se intensifica , ndreptndu-ne catre un maxim care se va atinge n anul 2001. Masuratorile spectroscopice au aratat ca n petele solare exista un cmp magnetic de circa 9.000 de ori mai intens dect cel al Pamntului. Petele solare se comporta ca polii unui imens magnet, ele aparnd de multe ori pechi avnd polaritati opuse. INCLUDEPICTURE "http://www.referat.ro/upload/fig6.jpg" \* MERGEFORMAT \d \z"PROTUBERANTELE Protuberantele sunt nori de gaz incandescent care se pot observa sub aspectul unor tsnituri ale materiei din cromosfera spre coroana. Protuberantele au forma unor suvoaie de apa aruncate de fntnile arteziene sau pot aparea ca niste limbi de foc care se nalta deasupra cromosferei. Acestea sunt mai putin stralucitoare dect fotosfera si deci pot fi observate numai n timpul eclipselor totale de Soare sau cu aparate speciale. Unele din protuberante sunt calme, durnd chiar mai multe rotatii solare, altele se caracterizeaza prin dinamism si schimbari rapide. Aparitia acestora din urma este legata de petele solare. ERUPTIILE SOLARE n timpul unei eruptii solare o cantitate enorma de energie care se afla n cromosfera si n coroana este eliberata dintr-o data. Materia este proiectata n coroana si deoarece particulele sunt accelerate la viteze foarte mari (150.000 km/h) ele sunt expulzate n spatiul interplanetar, genernd rafale ale vntului solar. n vecinatatea Pamntului viteza particulelor care formeaza vntul solar este n medie de 350 km/s si creste n 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 cmpul magnetic terestru, deformndu-l. Particulele ncarcate electric, care n mod normal sunt deviate de cmpul magnetic terestru, urmaresc liniile de cmp n regiunea polilor si patrund n atmosfera ncalzind-o, producnd 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 ncalzirii produse atmosferei, aceasta se extinde, ceea ce constituie o piedica pentru sateliti, avnd ca efect scoaterea lor de pe orbita. Observarea Soarelui a pus n evidenta faptul ca aparitia protuberantelor si a eruptiilor este strns legata de prezenta petelor solare, ntreaga activitate solara avnd deci un ciclu de 11 ani Variatiile activitatii solare afecteaza clima de pe Pamnt. Astfel, perioada 1645-1715, n care nu a fost nregistrata nici o pata solara corespunde cu anii cei mai frigurosi ai "micii ere glaciare", o perioada n timpul careia temperaturile au fost anormal de scazute n Europa. ncepnd cu secolul XX Soarele este mai activ ceea ce a produs o crestere usoara a temperaturii medii a Pamntului. INCLUDEPICTURE "http://www.referat.ro/upload/fig7.jpg" \* MERGEFORMAT \d \z"CICLUL VIETII SOARELUI Soarele a nceput sa se formeze cu mai bine de 5 miliarde de ani n urma dintr-un nor de gaz si de praf interstelar cu diametrul de 46 de ani lumina. Acesta radia putina energie si era ntr-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 ncepnd sa se fragmenteze. n urmatoarele mii de ani materia a nceput sa se condenseze n globule. Globula din care s-a format Soarele avea un diametru de 100 de ori mai mare dect cel al sistemului solar actual si masa de 25 de ori mai mare dect masa Soarelui. Dupa 100.000 de ani el s-a micsorat n a milioana parte din dimensiunea originala, fiind nca de doua ori mai mare dect diametrul sistemului solar. Temperatura a devenit suficient de mare pentru a produce radiatie infrarosie ceea ce a ncetinit colapsul. Din acest moment a devenit stabila ntr-o stare care poarta denumirea de protostea. n numai cteva mii de ani protosteaua s-a micsorat pna cnd a devenit mai mica decat orbita planetei Mercur. Temperatura nucleului a crescut la cteva milioane de grade, suficient pentru a produce fuziunea hidrogenului n heliu. Astfel a devenit o stea adevarata si se gaseste n aceasta stare de 5 miliarde de ani. n zilele noastre Soarele este o stea stabila de vrsta si marime medie. Radiatia solara asigura Pamntului clima, vremea si energia necesara formelor de viata. Puterea emisa de Soare este de 383 miliarde de miliarde de MW, deci energia emisa ntr-o secunda este de 13 milioane de ori mai mare dect energia electrica consumata de Statele Unite ntr-un an. Hidrogenul este suficient pentru ca echilibrul sa fie stabil nca 5 miliarde de ani, timp n care n centrul stelei se formeaza un mare miez de heliu. Dupa 10 miliarde de ani de stabilitate n centrul Soarelui nu va mai exista suficient hidrogen; acesta se gaseste n schimb din abundenta n straturile exterioare unde reactia de fuziune a hidrogenului n 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 nghiti planetele Mercur si Venus topindu-le, ajungnd chiar aproape de orbita Pamntului. Vazut de pe Pamnt, 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 ncalzi suprafata Terrei la 4000 grade Celsius si vor evapora tot ceea ce se afla pe planeta. Probabil ca pna atunci oamenii vor fi plecati spre alta parte a galaxiei n final, dupa epuizarea heliului, fara combustibil si incapabil sa produca o presiune a radiatiei care sa mentina regiunile exterioare, Soarele va colapsa ntr-un corp de marimea Pamntului. 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, att de densa nct o lingurita de materie va cntari o tona. Soarele va continua sa se raceasca sfrsind prin a fi incapabil sa maiemita lumina. Ramas fara energie va ajunge la temperatura spatiului. Ylmw - ? K 0 < ) * v x "#**a*c*z*7 jCJU5>*5 j5U>*CJCJH*5CJCJCJ(! XYmn ? 0 EFe8,( $ & Fa$$@&a$$a$$a$7( ) ;""#U&'*z*+.1&57$a$$a$+0P/ =!"#$% i0@0 Normal_HmH sH tH :@: Heading 1$$@&a$5CJ:@: Heading 2$$@&a$5CJ<A@< Default Paragraph Font88 H2$dd@&5CJ$htH u0B@0 Body Text$a$CJ(U@( Hyperlink>*B*3@7( 77)vw&a&b&3CC/X2$gQ+4pQ;?2$hnX U[tw?@0(   B S  ?3 %).6=FOST\aehmquv}~ &'+,38@GIJOx|}  145>FNRUVY_denrtu{}  !#%&-.56:;EFHINS[dlntuw $%.28FLMPQVW]^cdmost{39=HU\]bflmstx#&,-23<KOSX\dhs{}~ ()13<=BHQRYZ\bfgqr{} !-.67<ACLNOWY^_jnuvz{    $ - = A D K Q V W ] ^ b o w x    ! " & ' , - 6 : ? C L M R S U V \ ] g h n r w y } ~      ! ' ( 1 3 5 6 : ; D H L M S W Z [ a b f g m n u   ! " . / 4 5 ; K U V Z [ a b d f l m w z      ! ' ( 2 5 @ A E I Q U \ ] h l u w       %&()/0:;AEJKNRTU[ipqw &'+,3489BCLV_djnrz !,-78:;>BMXZfrs{   $(-.45>?AGIMUV[aklptvw   ()/02367;<BFMNTYcety "$%-.0489BGNOX]abhimt{$',09:BFLMOPUbghst{~ #$&'+/34=BKfijpu{ $*/059?@EKSW`apr{| $%)?IJQRX]fu|} !).8<BFMNSZabfgkmstyz  "#&')*34;?BCJKQX`gjtxy{!"$%)*01;<DEJNVW^_eilmoptu}~ $.:;IMSWYZ`aghnoqrv  %  *./6:=>FJST]^aflpuv{ !$(/08=BGSTXY^`fglmpqvw~!")*03<=CGNW[\^_ijlmopwx|}       " # 0 2 : ; A F N W Y Z e f p q w x ! ! !>!D!E!P!Q!Z![!a!k!s!u!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!"" " """""""$"%"."2";"C"E"K"S"["a"b"g"h"p"q"y"z""""""""""""""""""""""## ###(#-#3#6#@#A#H#I#S#U#\#`#g#i#m#n#p#q#{#~############################### $$$$$$"$#$)$*$0$4$<$=$D$E$K$M$U$V$`$a$g$h$m$n$r$s$u$v${$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$$%%% %%%%%"%#%&%'%*%+%4%5%7%9%>%C%K%P%X%Y%[%\%b%c%i%j%w%{%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&&'''''' '!'&'''-'.'5'6'8'='D'E'N'O'W'Y'^'_'b'c'e'i's'u'x''''''''''''''''''''''(( ((((%(&(.(0(5(6(>(?(A(E(P(R(T(U(`(a(d(h(k(l(s(v(}(~((((((((((((((((((((((())))))")#)&),)1)2)6)7)?)D)H)T)W)X)Z)_)g)h)j)m)u)v){)))))))))))))))))))))))))))*****%*&***+*-*0*9*:*B*H*M*W*^*_*f*g*k*y*********************************+++ ++++"+)+-+3+4+<+G+P+Q+W+b+j+k+w+x+z+{++++++++++++++++++++++++++++++++,, ,,,,,,,!,#,+,,,2,3,:,;,E,F,K,M,S,T,V,W,^,_,g,h,p,t,y,~,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,,-- -----$-(-/-6-=-B-L-M-Q-R-[-\-b-f-p-q-s-t-w-x-~--------------------------------.... ........ .!.'.(.1.2.:.<.B.F.M.N.P.Q.W.\.e.f.h.i.s.t.~..............................// / ///#/$/&/'///0/;/*o() ]::-6{_P]:`@h ^`OJQJo(&133@33(:""3330@UnknownGz Times New Roman5Symbol3& z Arial"0h.FAbfUEFy*Z ,]!0U432HPSoarele NetSpiderDVDOh+'0l   ( 4 @LT\dSoareleoar NetSpider etS Normal.dotDVD3DMicrosoft Word 9.0@@Ŀ@r@xty*՜.+,0 hp  ActualZU4 Soarele Title  "#$%&'()*+,-./0123456789:;<=>?@ABCDEFGIJKLMNOQRSTUVWZRoot Entry F t\1Table!LWordDocument-@SummaryInformation(HDocumentSummaryInformation8PCompObjjObjectPool t t  FMicrosoft Word Document MSWordDocWord.Document.89q