Generalitati

Distanta medie fata de pamant 1,496×10 la puterea 8 km (8,31 minute lumină)
Luminozitate vizuală(V) −26,8m
Magnitudine absoluta 4,8m
Clasificare spectrala G2V
Distanta medie fata de centrul Caii Lactee~2,5×1017km 26000-28000 ani lumina
Perioada galactica 2,25-2,50×10 la puterea 8 ani
Viteza 217 km/s pe orbită în jurul centrului galaxiei, 20 km/s relativ la viteza medie a stelelor învecinate
Diametru mediu 1,392×10 la puterea 6 km (109 ori diametrul Pământului)
Circumferinta 4,373×10 la puterea 6 km (342 ori diametrul Pământului)
Aplatizare 9×10 la puterea −6
Aria suprafetei 6,09×10 la puterea 12 km²(11 900 ori mai mult decât Pământul)
Volumul 1,41×10 la puterea 18 km³ (1 300 000 ori mai mult decât Pământul)
Masa 1,9891×10 la puterea 30 kg (332 950 ori mai mult decât Pământul)
Densitate 1,408 g/cm³
Gravitatia la suprafata 273,95 m s-2 (27,9 g)
Viteza de evadare de pe suprafata 617,54 km/s
Temperatura la suprafata 5780 k
Temperatura coroanei 5 MK
Temperatura miezului ~13,6 MK
Luminozitate 3,827×10 la puterea 26 w3,9×10 la puterea 28 Im or 100 lm/W randament
Radiatia medie 2,009×10 la puterea 7 W m-2 sr-1
Inclinare7,25°(faţă de elipsă)67,23° (faţă de planul galaxiei)
Ascendentul Polului Nord 286,13° (19 h 4 min 30 s)
Declinatia Polului Nord +63,87° (63°52' Nord)
Perioada de rotatie la ecuator 25,3800 zile(25 d 9 h 7 min 13 s)
Viteza de rotatie la ecuator 7174 Km/h

Soarele


Soarele este cel mai mare corp din sistemul solar continând 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 înseamna ca este de 109 ori mai mare decât Pamântul. 98% din materia solara este formata din hidrogen (73%) si heliu (25%).
Datorită acestei compoziţii şi a temperaturilor ridicate, pe Soare nu există o crustă (scoarţă) solidă, şi nici materie în stare lichidă, toată materia solară fiind în întregime în stare de plasmă şi gazoasă.
Soarele face parte din clasa spectrala G2V. "G2" înseamnă că temperatura la suprafaţă este de aproximativ 5.500 K (de aici rezultând culoarea sa galbenă-portocalie), iar spectrul său conţine linii de metale ionizate şi neutre precum şi foarte slabe linii de hidrogen.
Sufixul "V" indică apartenenţa Soarelui la grupul majoritar al stelelor aflate în faza principală. Aceasta înseamnă că îşi generează energia prin fuziunea nucleara a nucleelor de hidrogen în heliu, şi că se află în echilibru hidrostatic, adică nici nu se contractă nici nu se dilată. Numai în galaxia noatră sunt mai mult de 100 de milioane de stele din clasa G2. Datorită distribuţiei logaritmice a mărimii stelelor, Soarele este de fapt mai strălucitor decât 85% din stelele galaxiei, majoritatea acestora fiind pitice rosii.

Faza principală a existenţei Soarelui va dura în total aproximativ 10 miliarde de ani. Vârsta actuală, determinată folosind metodele computerizate ale evoluţiei stelelor şi nucleocosmocronologia, se consideră a fi de aproximativ 4,57 miliarde de ani. Soarele orbitează în jurul centrului galaxiei noastre, Calea Lactee, la o distanţă de 25-28 de mii de ani lumina de acesta, realizând o revoluţie 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.
Soarele este o stea din a treia generatie, a cărei formare este posibil să fi fost declanşată de undele de şoc ale unei supernove aflate în vecinătate. Acest fapt este sugerat de prezenţa în abundenţă în sistemul nostru solar a metalelor grele cum ar fi aurul si uraniul; cea mai plauzibilă explicaţie a provenienţei acestora fiind reacţiile nucleare dintr-o supernova sau transmutaţiile prin absobţia de neutroni din interiorul unei stele masive de generaţia a doua.
Faza de gigantă roşie va fi urmată de împrăştierea straturilor exterioare ale Soarelui datorată intenselor pulsaţii termice, dând naştere unei nebuloase planetare. Soarele se va transforma apoi într-o pitica alba, răcindu-se în timp. Această succesiune a fazelor este tipică evoluţiei stelelor de masă mică spre medie.

Lumina şi căldura Soarelui constituiesc principala sursă de energie pe suprafaţa Pământului. Constanta solara este cantitatea de energie solară care ajunge pe Pământ pe unitatea de suprafaţă direct expusă luminii solare. Constanta solară este aproximativ 1.370 watt/m2 la distanţa de Soare de o unitate astronomică (UA). Lumina ce ajunge pe suprafaţa Pământului este atenuată de atmosfera terestră, de fapt pe suprafaţa Pământului ajunge o cantite mai mică de enegie, undeva în jurul valorii de 1.000 watt/m2 în condiţiile 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 şi o folosesc la conversia chimică a bioxidului de carbon din aer în oxigen şi compuşi reduşi ai carbonului prin încălzire directă prin conversie realizată de celule fotovoltaice pentru a genera electricitate.
Energia stocată în petrol şi alţi combustibili fosili a provenit iniţial tot din energia solară, prin fotosinteză, în trecutul îndepărtat.
Lumina soarelui prezintă câteva proprietăţi biologice interesante. Lumina  ultravioleta de la soare are proprietăţi antiseptice şi poate fi utilizată pentru a steriliza diverse obiecte. De asemenea, poate cauza şi arsuri solare, având de asemenea şi alte efecte medicale, cum ar fi producţia de vitamina D. Lumina ultravioletă este puternic atenuată de atmosfera Pământului, astfel încât cantitatea de lumină UV variază mult cu latitudinea locală, datorită drumului mai lung al luminii solare prin atmosferă la latitudini mari. Această variaţie este responsabilă pentru multe adaptări de natură biologică, cum ar fi variaţiile de culoare a pielii omului în diferite regiuni ale globului.

Observată de pe Pământ, traiectoria Soarelui pe bolta cerească variază pe parcursul anului. Traiectoria descrisă de poziţia Soarelui pe cer luată în fiecare zi la exact aceeaşi oră pe parcursul unui an se numeşte analemma şi seamănă cu o figură în formă de 8, aliniată pe o axă de la nord la sud. În afară de cea mai evidentă variaţie a poziţiei aparente a Soarelui pe bolta cerească între nord şi sud cu o amplitudine unghiulară de 47 de grade (datorită înclinaţiei axei terestre de 23,5 grade fată de ecliptică), există de asemenea şi o componentă pe axa est-vest a acestei variaţii de poziţie. Variaţia 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 şi cunoscută. Astronomii disting chiar detaliile de la suprafaţa sa (începând de la 150 km şi mai mult). În comparaţie 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 depăşeşte de 300.000 de ori pe cea a Pamântului. La suprafaţă, forţa gravitaţională este de aproximativ 28 de ori mai puternică decât cea de pe Pământ. Totuşi, Soarele nu este decât o stea foarte obişnuită. Pentru astronomi, este o adevărată şansă să poată studia o stea atât de tipică: tot ceea ce află ei prin studierea Soarelui îi ajută să înţeleagă mai bine şi celelalte stele.

Istoria şi destinul Soarelui

Conform cercetărilor actuale, vârsta Soarelui este de aproximativ 4,6 miliarde de ani, şi el se află pe la jumătatea ciclului principal al evoluţiei, în care în miezul său hidrogenul se transformă în heliu prin fuziune nucleara. În fiecare secunda, peste patru milioane de tone de materie sunt convertite în energie în nucleul soarelui, generându-se astfel neutrino şi radiatie solara.
Conform cunoştinţelor actuale, în decursul următorilor aproximativ 5 miliarde de ani Soarele se va transforma într-o giganta rosie şi apoi într-o pitica alba, în cursul acestui proces dând naştere la o nebuloasă planetară. În cele din urmă îşi va epuiza hidrogenul şi atunci va trece prin schimbari radicale, întâlnite des în lumea stelelor, care vor conduce printre altele şi la distrugerea totală a Pământului. Activitatea magnetică a Soarelui generează o serie de efecte cunoscute sub numele generic de activitate solara, incluzând petele pe suprafaţa acestuia, erupţiile solare şi variaţii ale vantului solar, care dispersează materie din componenţa Soarelui în tot sistemul solar şi chiar şi dincolo de el. Efectele activităţii solare asupra Pământului includ formarea aurorei boreale, la latitudini nordice medii spre mari, precum şi afectarea comunicaţiilor radio şi a reţelelor de energie electrică. Se consideră că activitatea solară a jucat un rol foarte important în evoluţia sistemului solar şi că ea influenţează puternic structura atmosferei exterioare a Pământului.
Deşi este cea mai apropiată stea de Pământ şi a fost intens studiată, multe întrebări legate de Soare nu şi-au găsit încă răspuns; ca de exemplu, de ce atmosfera exterioară a Soarelui are o temperatură de peste un milion Kelvin, în timp ce suprafaţa vizibilă (fofosfera) are o temperatură de "doar" aproximativ 6.000 K.
Investigaţiile curente legate de activitatea Soarelui includ cercetări asupra ciclului regulat al petelor solare, originea şi natura fizică a protuberantelor solare, interacţiunea magnetică dintre cromosfera şi coroana, precum şi originea vântului solar.

Structura soarelui

NUCLEUL
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 decât presiunea de pe Pamânt (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. Î n fiecare secunda sunt convertite în heliu 592 milioane tone de hidrogen, proces în care 4, 1 milioane tone sunt convertite în energie - conform celebrei relatii E=mc 2.

ZONA DE RADIATIE
Zona de radiatie este o regiune cu o latime de aproximativ 380. 000 km în care energia eliberata de nucleu sub forma de fotoni îsi 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
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 în interior pentru a se încalzi - proces numit convectie.

FOTOSFERA
Lumina orbitoare a Soarelui provine de la un înveliş de grosime mai mică de 300 km, fotosfera. Aceasta este cea care dă impresia că Soarele are o margine bine delimitată. Temperatura fotosferei este de aprox. 6.000 Kelvin. Văzută prin telescop, ea se prezintă ca o reţea de celule mici sau granule strălucitoare, aflate într-o permanentă agitaţie. Fiecare granulă este o bulă de gaz de mărimea unei ţări ca Franţa. Ea apare, se transformă şi dispare în aproximativ 10 minute. Pe alocuri, suprafaţa Soarelui prezintă pete întunecate, numite pete solare, care au fost foarte mult cercetate dupa inventarea lunetei şi a  telescopului. Urmărindu-le zi de zi, observăm că ele nu ramân în acelaşi loc. Această deplasare dovedeşte că Soarele se învârteşte în jurul propriei sale axe. În timpul unei eclipse totale, când discul orbitor al Soarelui dispare, uneori chiar total, în spatele Lunii pentru câteva ore, remarcăm în jurul soarelui o bordură subţire, de un roşu aprins, cromosfera, iar dincolo de aceasta, un halo argintiu, mai mult sau mai puţin neregulat, coroana.

CROMOSFERA
Cromosfera este o regiune care poate ajunge pâna la 5. 000 km deasupra fotosferei si care are o temperatura medie de aproximativ 4. 500 grade (creste odata cu cresterea înaltimii având în partea superioara 20. 000 de grade Celsius). Fiind mai rece decât fotosfera ea poate fi observata numai în timpul eclipselor totale de Soare, când discul solar este acoperit de discul aparent al Lunii. Aceasta regiune a fost denumita cromosfera deoarece în 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 pâna la înaltimea de 10. 000 km, particulele constituente având viteza de 15-20 km/s. Cromosfera este numita si "spayul fotosferic", deoarece pare a fi facuta în întregime din spicule de o mare varietate de dimensiuni.

COROANA SOLARA
Corona solara este stratul exterior al atmosferei solare si se întinde de la limita superioara a cromosferei pâna la înaltimi de ordinul milioanelor de kilometri, scaldând planetele cele mai apropiate de Soare: Mercur, Venus, Pamânt si Marte. Fiind de un milion de ori mai putin stralucitoare decât fotosfera ea poate fi observata numai în 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 în spatiu dând nastere unor particule încarcate electric cunoscute sub numele de vânt solar. Viteza materiei ionizate în vecinatatea Soarelui este mica (de ordinul zecilor de kilometri pe secunda) dar creste pe masura ce acestea se îndeparteaza ajungând ca în vecinatatea Pamântului sa fie de aproximativ 350 km/s.

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 aglomereaza câte patru şi se transformă în atomi de heliu. În cadrul acestei reacţii de fuziune nucleară se degajă căldură şi 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 diferenţa, 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 reacţii 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 suprafaţa 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.


Activitatea solara

În timpul unei erupţii solare o cantitate enormă de energie care se află în cromosferă şi coroană este eliberată dintr-o dată. Materia este proiectată în coroană şi particule de atomi accelerate până la viteze foarte mari sunt expulzate în spaţiul interplanetar. Aceste fenomene sunt însoţite de o emisie de raze X (Röntgen), de unde radio şi, în cazul erupţiilor mai puternice, de lumină vizibilă. Când ajung în apropierea Pământului şi intră în atmosferă, în special deasupra regiunii polului nord, particulele creează aurorele polare. De asemenea, ele perturbă propagarea undelor radio în jurul globului. Uneori ele duc şi la defectarea reţelelor de distribuire a electricităţii.

Cu timpul, pe măsură ce instrumentele astronomice s-au perfecţionat, oamenii au putut observa mai amănunţit toate perturbaţiile Soarelui: petele solare ale fotosferei; erupţiile solare, protuberanţele şi filamentele cromosferei; jeturile de gaz ale coroanei. Astăzi se ştie că aceste fenomene sunt în strânsă legătură unele cu altele. Frecvenţa şi intensitatea lor variază cu o perioadă de aprox. 11 ani. În timpul acestei perioade numărul petelor solare înregistrează un minimum şi un maximum. Următorul număr maxim este prevăzut în jurul anului 2011. Activitatea solară a rămas suficient de învăluită în mister, dar se ştie că aceasta este legată de magnetism şi de rotaţia Soarelui.

Când Soarele devine mai activ, suprafaţa sa se acoperă de pete şi se observă mai multe erupţii solare decât până atunci. Acestea eliberează în spaţiu, printre altele, şi mănunchiuri enorme de raze invizibile: raze X, raze ultraviolete, unde radio. Ele sunt însoţite şi de producerea unui flux intens de particule atomice, încărcate electric: vântul solar. Cele care au mai multă energie ajung până la Pământ în câteva ore şi se strâng în jurul planetei noastre. Pătrunzând în atmosferă, ele produc raze mişcătoare frumos colorate, aurorele polare. În emisfera nordică acestea sunt numite şi aurorele boreale; în emisfera sudică sunt numite aurorele australe. Ele au aspectul unor perdele mari, roşiatice sau verzui, care unduiesc pe cer. Se pare că variaţiile activităţii solare influenţează clima de pe Pământ. Astfel, din anul 1645 până în 1715, nu s-a observat nici o pată pe Soare, iar această perioadă a coincis cu anii cei mai friguroşi ai "micii ere glaciare", o perioadă în timpul căreia temperaturile au fost anormal de scăzute în toată Europa. Prin contrast, începând de prin anul 1900, Soarele este mai activ şi temperatura medie a Pământului a crescut uşor. Au fost descoperite multe legături asemănătoare între activitatea solară şi perioadele de frig sau de caniculă de pe Pământ, dar nu se cunoaşte încă exact modul în care aceste variaţii ale activităţii solare acţionează asupra climatului.

Observatoare solare

Pe tot cuprinsul Pământului există observatoare astronomice pentru studierea Soarelui: în Statele Unite ale Americii (Kitt Peak, Sacramento Peak, Big Bear), în Spania (pe insula canară La Palma), în Franţa (Meudon), în Cehia (Ondrejov), în Ucraina (Crimeea), în Japonia (Mitaka, Norikura, Toyokawa), în Australia (Culgoora) etc. Ele sunt echipate (printre altele) cu instrumente concepute pentru observarea şi analizarea luminii Soarelui. Telescoapele destinate studierii Soarelui au o distanţă focală foarte mare, putând atinge chiar 100 de metri, pentru a furniza imagini ale Soarelui cu un diametru de zeci de centimetri. Ele sunt instalate în interiorul unor turnuri solare care permit captarea luminii Soarelui la zeci de metri deasupra solului. De fapt, în apropierea solului, căldura solului provoacă o agitaţie dezordonată a aerului care bruiază imaginile. Un sistem de oglinzi permite urmărirea Soarelui pe cer şi transmiterea în permanenţă a luminii acestuia prin telescop.

Radiatia soarelui

Majoritatea radiaţiei solare se află în spectrul luminii ultraviolete, vizibile şi infraroşii.
Lumina solară este necesară la fotosinteza plantelor.
Căldura, sub formă de radiaţie infraroşie, creeaza pe Pământ temperatura medie globală necesară vieţii şi asigură energia necesară circulaţiei oceanice şi atmosferice.
O mare parte din radiaţiile nocive ultraviolete este blocată de stratul de ozon din atmosfera Pământului. Restul de UV neblocat care ajunge până la suprafaţa Pământului si poate provoca arsuri grave de piele, catarcate şi chiar cancer.

Formaţiuni Solare

Pete Solare
Zone întunecate de pe suprafaţă pot atinge lungimi şi de 100.000 km. Câmpurile magnetice puternice din aceste zone inhibă transportul energiei spre suprafaţă, deci petele solare sunt mai reci decât zonele învecinate. Petele solare durează între 1 oră şi 1 lună.
Spicule
Coloane de gaz cu aspect de flăcări; se înalţă până la 10.000 km de la suprafaţă.
Facule
Pete luminoase temporare ce apar pe suprafaţa Soarelui.
Protuberanţe
Arcuri în formă de flăcări, susţinute de câmpul magnetic solar, se ridica până la zeci de mii de km. Când sunt observate pe fundalul suprafeţei solare, par întunecate şi se numesc filamente.
Explozii solare
Eliberări explozive de energie care aruncă în spaţiu nori de particule atomice, provocând radiaţii de microunde şi unde radio. Acestea pot provoca pe Pământ interferenţe electrice, afectând ecranele TV şi calculatoarele şi creând salturi de tensiune în reţelele şi aparatele electrice.
Zeii Soarelui
La babilonieni, zeul Soarelui se numea Şarmaş; la persani, Mitra. Zeul egiptean Ra se năştea pe cer în fiecare dimineaţă şi murea bătrân, în fiecare seară. La vechii romani, Phoebus Apollo umbla cu un car de foc pe cer. Zeii Soarelui la azteci, Tezcatlipoca şi Huitzilopochtli, cereau sacrificii umane. Zeiţa japoneză a Soarelui este reprezentată pe steagul naţional.
Vântul Solar
 Este un flux continuu de particule atomice încărcate electric, care porneşte de pe suprafaţa Soarelui şi atinge viteze de 1.000 km/s. Cele mai rapide vin din găurile din coroană, stratul exterior al Soarelui.

Compoziţia 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 %