Informatii despre Sistemul Solar

Sistemul Solar
Sistemul solar este alcătuit din Soare şi ansamblul de corpuri cereşti legate de acesta prin forţa gravitaţională: cele opt planete, cei 162 de sateliţi naturali ai acestora, trei planete pitice, şi alte corpuri mai mici (care includ asteroizi, meteoriţi, comete, praf, obiectele centurii Kuiper etc.). În centru se află Soarele, iar celelalte astre orbitează în general în jurul acestuia.
Pluto a fost considerată cea de-a noua planetă a sistemului solar, până când Uniunea Astronomică Internaţională i-a schimbat statutul, pe 24 august 2006, din planetă în planetă pitică (în engleză dwarf planet).
În sens general, o stea împreună cu alte obiecte cereşti ce gravitează în jurul său se numeşte sistem stelar, termenul de solar referindu-se strict la steaua numită Soare (din lat. Sol).În cadrul galaxiei noastre, Calea Lactee, sistemul solar se află pe unul din braţele exterioare, numit Braţul Orion sau „pintenul local”, într-o regiune cu o densitate de materie relativ mică, lucru care se presupune că a avut efecte benefice asupra posibilităţii apariţiei vieţii pe Pământ. Soarele împreună cu întregul sistem solar se află într-o mişcare de revoluţie în jurul centrului galaxiei, aflat la o distanţă de 25.000—28.000 ani-lumină (aproximativ jumătate din raza galaxiei), cu o perioadă de revoluţie de aproximativ 225-250 milioane de ani (anul galactic al sistemului solar). Viteza de deplasare pe această orbită circulară este de aproximativ 220 km/s, iar direcţia este orientată spre poziţia actuală a stelei Vega.
În imediata apropiere se află sistemul de trei stele Alfa Centauri (din constelaţia Centaurus), compus dintr-o pereche de stele (Alfa Centauri A şi B) asemănătoare Soarelui, în jurul cărora gravitează la o distanţă de 0,2 ani-lumină pitica roşie Alfa Centauri C, de o luminozitate relativ mică. Aceasta din urmă este steaua cea mai apropiată de Soare, la o distanţă de 4,24 ani-lumină, motiv pentru care mai este numită „Proxima Centauri”. În continuare în ordinea distanţei se găsesc:
* Steaua lui Bernard: 6 ani-lumină
* Wolf 359: 7,8 ani-lumină
* Lalande 21185: 8,3 ani-lumină
* Sirius: 8,6 ani-lumină
* UV Ceti: 8,7 ani-lumină
* Ross 154: 9,7 ani-lumină.Mercur, Venus, Pământul şi Marte sunt clasificate ca planete interioare terestre sau stâncoase. Sunt alcătuite în special din roci şi metale, au suprafeţe solide şi se rotesc încet.
Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun sunt clasificate ca giganţi gazoşi exteriori. Au atmosfere groase alcătuite mai ales din hidrogen şi heliu şi se rotesc rapid.
Temperaturile de pe Mercur şi Venus sunt prea mari pentru a întreţine viaţa, iar pe Marte este prea frig.Astronomii John Chambers and Jack Lissauer de la NASA au dedus prin simulări pe calculator că este posibil ca în trecutul îndepărtat (acum mai mult de 4 miliarde de ani) să fi existat o planetă terestră între Marte şi centura de asteroizi. Cercetătorii spun că această planetă, pe care au numit-o „planeta V”, s-a format pe o orbită cu excentricitate redusă, dar că în urma interacţiei gravitaţionale cu asteroizii a intrat pe o orbită foarte excentrică şi în cele din urmă a căzut pe Soare. Aceste interacţii gravitaţionale au dus la apariţia asteroizilor care şi în prezent intersectează orbita lui Marte; în acelaşi mod a crescut şi rata de impact cu Luna.[1] [2]

Stelele
O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv şi strălucitor, deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, şi care a produs în trecut sau încă mai produce şi azi energie pe baza reacţiilor de fuziune atomică din interiorul lui. Stelele „împodobesc” cerul nocturn. ele apar pentru un observator terestru ca nişte puncte cu un diametru aparent egal dar cu fluctuaţii de lumină şi culoare diferite. Ochiul uman distinge până la 6.000 de stele. Distanţa până la stele este măsurată cu ajutorul paralaxei stelare şi unghiul rrezultat este de ordinul sutelor de mii dint-o secundă de arc.Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopţii. Ele tremură sau clipesc, aceasta însă numai aparent, datorită efectului atmosferei terestre. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepţie notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, şi nu ca un punct.

Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluţiei şi sorţii ei finale.

Cu ochiul liber se pot observa aproape 6.000 de stele[necesită citare]. Folosind un telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee (galaxia noastră). Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•1022). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee sau Calea Laptelui, există aproximativ 300 de miliarde de stele[necesită citare]. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar putea fi poziţionate pe locul Soarelui, ar ocupa tot sistemul nostru solar inclusiv orbita planetei pitice Pluton, cu tot cu Pământul şi celelalte planete[necesită citare]. Printre cele mai mici stele se numără aşa-numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există şi stele şi mai mici, anume stele de neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de km. În 1997, astronomii de la Universitatea Astronomică din California au descoperit cea mai mare şi mai strălucitoare stea din univers (de până acum), numită steaua "Pistol"[necesită citare]. Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, şi s-ar vedea şi cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu acelaşi nume. Distanţa dintre Pământ şi steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol, care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aprox. 4 ani-lumină[necesită citare].

Stelele sunt compuse din plasmă, compoziţia lor fiind formată în mare parte din nuclee de hidrogen şi heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea şi cantităţi mici de oxigen, carbon, neon şi azot. Stelele emană şi elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluţiei lor şi din cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos şi cantităţi mici de elemente mai grele şi chiar metale.

Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane de km. El este de 250.000 de ori mai aproape de Terra decât cea mai apropiată următoare stea, Proxima Centauri, aflată la aproximativ 37 de mii de miliarde de kilometri de Pământ. Dacă luminii Soarelui îi sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până la noi, lumina celor mai îndepărtate stele din univers călătoreşte până la Pământ milioane de ani.

Stelele sunt de culori diferite, de la roşu intens cu toate nuanţele de portocaliu şi galben până la albastru şi alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roşie, iar cele mai fierbinţi au culoare albastră, temperatura lor la suprafaţă depăşind uneori chiar 30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafaţă a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.

Strălucirea unei stele se numeşte în astronomie magnitudine. Magnitudinea aparentă este strălucirea aşa cum o percepem cu ochiul liber. Magnitudinea absolută exprimă strălucirea calculată pentru o distanţă ipotetică a privitorului de 32,6 ani-lumină. Magnitudinea depinde în general de temperatura stelei. Această interdependenţă se reprezintă grafic prin diagrama "Hertzsprung-Russell", numită aşa după autorii ei. Diagrama se poate folosi şi la aprecierea vârstei şi evoluţiei viitoare a unei stele.

În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleele de atomi din plasmă se contopesc unii cu alţii pentru a forma nuclee de elemente mai grele, eliberând energie sub formă de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ş.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoţită de eliberare de energie sub formă de căldură şi lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie, planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează. Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate şi ca atare extrem de greu de descoperit. De aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepţional sunt uşor de văzut (datorită apropierii lor), până acuma (decembrie 2006) nu s-au descoperit decât circa 200 de alte planete[necesită citare].

Există şi sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul celorlalte, având orbite stabile, datorate interdependenţei lor gravitaţionale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate, forţele de gravitaţie dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluţia lor.

Astronomii se folosesc de energia pe care o emit stelele pentru a le studia proprietăţile chimice şi fizice.

[modifică] Atmosfera stelară

Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui are înălţimea de 320 de km şi diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este relativ mică în comparaţie cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informaţii importante despre stea. Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăţi:

* magnitudinea este cea cu care astronomii măsoară strălucirea unei stele
* luminozitatea reprezintă intensitatea totală a luminii pe care steaua o emite. Astronomii se folosesc de luminozitate pentru a clasifica spectrul din care face parte steaua; ea mai oferă date şi despre temperatura şi compoziţia chimică a stelei.

[modifică] Magnitudinea stelelor
steaua Alpheratz

Iniţial astronomii au clasificat stelele după magnitudinea aparentă sau după strălucirea relativă a lor[necesită citare]. Au împărţit stelele în şase grupuri, sau magnitudini, care corespund câte unui factor de strălucire. Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având magnitudinea 1; o stea de magnitudinea 2 prezintă o strălucire de 2,5 ori mai mică. Cea mai "palidă" stea are o magnitudinea 28[necesită citare].

Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor. Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanţă foarte mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc şi o altă magnitudine, numită magnitudine absolută (sau intrinsecă), şi care redă factorul de strălucire după proprietăţile fizice ale stelei.

[modifică] Luminozitatea stelelor

Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiaţiilor emise pe secundă. Energia stelelor este generată de reacţiile termonucleare care se produc în interiorul acestora. Luminozitatea depinde şi de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiaţiilor electromagnetice care includ şi radiaţiile ultraviolete, lumina vizibila, razele infraroşii şi undele radio. Printr-o şansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reţine cea mai mare parte a radiaţiei ultraviolete nocive din cosmos, făcând astfel posibilă viaţa pe Pământ. Calculul exact al luminozităţii presupune măsurarea radiaţiei totale direct în spaţiul cosmic, prin intermediul sateliţilor.

Luminozitatea stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar şi de 500 000 de ori mai intensă decât a Soarelui nostruAstronomii determină spectrul stelelor cu ajutorul unui instrument numit spectroscop. Acesta împarte lumina într-o bandă de culori străbătută de numeroase linii mai închise la culoare numite Liniile Fraunhofer. Aceste linii ne arată elementele de pe suprafaţa stelară. Spre exemplu, hidrogenul apare în linii de culoare roşu închis, sodiul apare în linii de culoare galben închis, fierul apare în aproape toate culorile. Fiecare element din atmosfera stelară care apare în spectru depinde de temperatura şi presiunea gazului respectiv.

După multe cercetări, astronomii au reuşit să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea[necesită citare]. De la cea mai fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, K, şi M. Fiecare tip de culoare se împarte mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.
Diagrama Hertzsprung-Russell arată Magnitudinea absolută faţă de tipul stelelor în spectru

Soarele nostru este de tip G2, stea de culoare galbenă, care are temperatura la suprafaţă de aprox. 6.000 °C. Mai fierbinţi, stelele de tip A, au culoare albă şi o temperatură de aproximativ 10.000 °C. Cele mai fierbinţi sunt cele de tipurile B şi O şi au culoarea albastră, iar cele mai reci, de tip M, au culoarea roşie cu o temperatură la suprafaţă de aprox. 3.000 °C.

Diagrama H-R compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora. Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referinţă; stelele aflate deasupra diagonalei (numite giganţi roşii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este roşie, iar cele de sub diagonală (numite şi piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte strălucitoare. Acest spectru a fost conceput de Ejnar Hertzsprung (astronom danez) şi Henry Norris Russell (astronom american)[necesită citare].

Corelarea între spectru şi diagramă nu este perfectă; aceasta nu arată culorile reale ale stelelor din spectru, pentru că nu ţine cont de distanţa lor până la Pământ

Temperatura unei stele variază de la centrul stelei şi până la stratul atmosferic. De exemplu, miezul soarelui poate atinge 27 de milioane de °C, pe când atmosfera acestuia este de circa 5.800-6.000 °C. Astronomii măsoară temperatura atmosferei stelare comparând spectrul faţă de un aşa-numit corp negru (corp care absoarbe perfect şi în totalitate toate radiaţiile care le întâlneşte, dar asta doar teoretic).

[modifică] Mărimea stelelor
Betelgeuse

În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant şi supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.

O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.

Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinţi sunt acestea. Dacă două stele au aceeaşi temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică. De exemplu, Soarele şi Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală (5.800°C). Din cauza luminozităţii, Capella este poziţionată în partea de sus a diagonalei din diagrama H-R, şi conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de 16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A şi F (piticele albe) care se află în partea de jos a diagonalei trebuie să aibă aceeaşi dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei noastre.

[modifică] Interiorul stelelor

Pentru a înţelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea şi forţa gravitaţională, trebuie studiate masa şi compoziţia chimică a lor.

[modifică] Masă

Forţa gravitaţională a unei stele depinde de masa acesteia şi de distribuţia materiei pe care o conţine. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanţa dintre ele precum şi durata revoluţiei lor; orbitele stelelor binare depind de atracţia gravitaţională a acestora, iar atracţia depinde de masa lor şi de distanţă.

Relaţia masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei şi cantitatea de material expulzat ca urmare a reacţiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este şi ea mai mare. Piticele albe şi-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, şi conform diagramei sunt mai mici.

[modifică] Compoziţie chimică

Chiar dacă toate stelele conţin în cea mai mare parte hidrogen şi heliu, totuşi compoziţia chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conţin metale în proporţii mari, iar stelele mai bătrâne (piticele albe) au mai mult heliu în compoziţie decât hidrogen. Giganţii roşii şi-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu şi alte elemente mai grele.

Odată "aprinse", stelele îşi iau energia, aproape pe tot parcursul vieţii lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcţie de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura şi 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârşeşte după 500 de milioane de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele la "naştere" sunt şi cele mai luminoase.

[modifică] Mişcarea stelelor

Din cauza distanţelor enorme, mişcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziţia Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.

Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec[necesită citare]. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcţia constelaţiei Hercule, de lângă steaua Vega.

Temperatura unei stele variază de la centrul stelei şi până la stratul atmosferic. De exemplu, miezul soarelui poate atinge 27 de milioane de °C, pe când atmosfera acestuia este de circa 5.800-6.000 °C. Astronomii măsoară temperatura atmosferei stelare comparând spectrul faţă de un aşa-numit corp negru (corp care absoarbe perfect şi în totalitate toate radiaţiile care le întâlneşte, dar asta doar teoretic).

[modifică] Mărimea stelelor
Betelgeuse

În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant şi supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.

O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.

Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinţi sunt acestea. Dacă două stele au aceeaşi temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică. De exemplu, Soarele şi Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală (5.800°C). Din cauza luminozităţii, Capella este poziţionată în partea de sus a diagonalei din diagrama H-R, şi conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de 16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A şi F (piticele albe) care se află în partea de jos a diagonalei trebuie să aibă aceeaşi dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei noastre.

[modifică] Interiorul stelelor

Pentru a înţelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea şi forţa gravitaţională, trebuie studiate masa şi compoziţia chimică a lor.

[modifică] Masă

Forţa gravitaţională a unei stele depinde de masa acesteia şi de distribuţia materiei pe care o conţine. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanţa dintre ele precum şi durata revoluţiei lor; orbitele stelelor binare depind de atracţia gravitaţională a acestora, iar atracţia depinde de masa lor şi de distanţă.

Relaţia masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei şi cantitatea de material expulzat ca urmare a reacţiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este şi ea mai mare. Piticele albe şi-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, şi conform diagramei sunt mai mici.

[modifică] Compoziţie chimică

Chiar dacă toate stelele conţin în cea mai mare parte hidrogen şi heliu, totuşi compoziţia chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conţin metale în proporţii mari, iar stelele mai bătrâne (piticele albe) au mai mult heliu în compoziţie decât hidrogen. Giganţii roşii şi-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu şi alte elemente mai grele.

Odată "aprinse", stelele îşi iau energia, aproape pe tot parcursul vieţii lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcţie de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura şi 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârşeşte după 500 de milioane de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele la "naştere" sunt şi cele mai luminoase.

[modifică] Mişcarea stelelor

Din cauza distanţelor enorme, mişcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziţia Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.

Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec[necesită citare]. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcţia constelaţiei Hercule, de lângă steaua Vega.

Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de şase luni, adică în două perioade când Pământul se află în poziţii opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în acelaşi loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanţa stelei faţă de Pământ se obţine pornind de la valoarea jumătăţii acestui unghi. Această metodă se numeşte Paralaxă, dar nu poate fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare sunt prea mici.

Distanţa care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode indirecte. Stelele, chiar şi cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanţa lor este greu de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unităţi mult mai mari: anul lumină). Acesta este distanţa parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai apropiată de noi se află la o distanţă de peste 4,22 ani-lumină, adică aproximativ 40 de mii de miliarde de kilometri (Proxima Centauri).

[modifică] Clasificarea stelelor
Pentru detalii, vezi articolul Clasificarea stelelorvezi articolele [[{{{2}}}]] şi [[{{{3}}}]]vezi articolele [[{{{4}}}]], [[{{{5}}}]] şi [[{{{6}}}]]vezi articolele [[{{{7}}}]], [[{{{8}}}]], [[{{{9}}}]] şi [[{{{10}}}]].

Stelele se grupează în mai multe categorii.[1]

* După strălucirile lor absolute şi după temperaturile sau spectrele lor:
o - stele normale, (cele din secvenţă principală),
o - stele gigante, (de diferite categorii),
o - stele pitice albe,
o - stele subpitice.
* După compoziţia lor chimică, după poziţia în galaxie şi după mişcările lor, stelele se împart în diferite:
o - populaţii de stele .
* După existenţa sateliţilor care le însoţesc (cu sateliţi luminoşi sau sateliţi întunecaţi):
o - stele duble.
+ - stele duble optice, După modul de separare spre a fi vizibile:
# - stele duble vizuale, (separate cu luneta),
# - stele duble spectroscopice, (puse în evidenţă prin deplasarea periodică a liniilor spectrale).
# - stele duble cu eclipsă, (puse în evidenţă prin eclipsarea lor reciprocă).
+ - stele duble fizice.
o - stele multiple,
o - sisteme planetare.
* După modul de grupare în spaţiu:
o - asociaţii de stele,
o - roiuri de stele:
+ - roiuri difuze,
+ - roiuri globulare, (care pot conţine sute de mii de stele).
o - galaxii, ( care pot conţine sute de miliarde de stele).
* După modul de strălucire:
o - stele cu strălucire constantă,
o - stele cu strălucire variabilă, periodică sau neregulată, datorită pulsaţiilor intrinseci sau exploziilor, (numite stele variabile).

Vezi şi: Locul Soarelui între stelele de pe bolta cerească

[modifică]

Diagrama Hertzsprung-Russell

Diagrama Hertzsprung-Russell e folosită pentru determinarea tipului şi vârstei unei stele. Temperatura suprafeţei stelei (calculată în funcţie de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu strălucirea ei şi steaua e clasificată in funcţie de poziţia sa pe diagramă. Conform acestei diagrame, stelele sunt casificate în felul următor: strălucitoare(mari), palide(mici), fierbinţi(tinere) şi reci(bătrâne).

[modifică] Cum produc stelele energie
Fuziunea în soare

După 1920 astronomii au descoperit că reacţia nucleară (energie eliberată de fuziunea nucleelor din atomi) este principala sursă de energie a stelelor[necesită citare]. Aceasta se produce în regiunea centrală a stelei unde temperatura atinge milioane de grade Celsius; la o astfel de temperatură, electronii sunt expulzaţi din nucleele atomilor, formând plasma. (atomii îşi pierd electronii şi devin ioni), lovindu-se unii de alţii şi provocând reacţii termonucleare.

În Soare, hidrogenul intră în fuziune pentru a forma heliu în lanţ proton-proton:

41H → 22H + 2e+ + 2nu;e (4.0 MeV + 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
23He → sup>4He + 21H (12.9 MeV)

rezultă mai departe:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

[modifică] Cum se nasc stelele
Nebuloasa Orion, formarea de noi stele

"Naşterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor etape: în interiorul unui nor molecular se formează globule, care cu timpul se transformă în protostele şi apoi în stele.

[modifică] Nor molecular

În spaţiu există imenşi nori de gaze şi pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei materia este mai densă şi mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceştia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze. Masa totală a unei nebuloase poate fi de câteva sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Materia lor este foarte rece. Se numesc nori moleculari pentru că gazul pe care îl conţin este prezent peste tot sub formă de molecule, (adică grupări de atomi). Fiecare nor molecular se află într-un echilibru fragil. Sub efectul unei perturbaţii exterioare acest echilibru se poate rupe. În acest caz o parte din nor se prăbuşeşte în sine sub propria sa greutate, iar materia sa începe să se contracte. Apoi norul se fragmentează în mici roiuri de materie.

[modifică] Protostele

Părţile rezultate din fragmentarea norului molecular se transformă treptat în globuri mai mari, întunecate, numite globule. O globulă tipică este de mărimea sistemului solar şi are o masă de cel puţin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui.

Aceasta este încă un obiect foarte rece şi întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens şi mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfăşurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcţia polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanşează reacţiile nucleare: s-a născut o stea. Timpul necesar ca o protostea să devina stea depinde de masa acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani.

[modifică]

Sfârşitul unei stele
Combustibil
Temperatură în
Milioane Kelvin Densitate (kg/cm³) Durata arderii
H 40 0,006 10 Milioane ani
He 190 1,1 1 Milion ani
C 740 240 10.000 ani
Ne 1.600 7.400 10 ani
O 2.100 16.000 5 ani
S/Si 3.400 50.000 1 săptămână
Miez 10.000 10.000.000 -
Cassiopeea A este rămăşita unei stele masive care a explodat ca supernovă acum 325 de ani

Când o stea şi-a consumat în timp cea mai mare parte din combustibilul de hidrogen, miezul acesteia se contractă şi devine mai cald. Hidrogen se găseşte încă din abundenţă la marginea stelei, unde continuă sa se transforme în heliu. Steaua se măreşte, şi culoarea acesteia tinde spre roşu. Steaua devine o gigantă roşie. Diametrul său poate ajunge de 10 până la 100 ori mai mare decât cel al Soarelui nostru. În centru se declanşează noi reacţii nucleare: heliul prezent în mijlocul stelei se transformă în carbon. Atmosfera stelei este proiectată în spaţiu, formând în jurul stelei o sferă de gaze în expansiune, o nebuloasă. Când heliul din mijlocul stelei se transformă în carbon, steaua se contractă din nou, dar nu mai devine suficient de caldă pentru a declanşa noi reacţii nucleare. Ea devine o pitică albă (o stea mică, de mărime comparabilă cu Pământul; dar unde o cantitate de materie de mărimea unui ou cântăreşte câteva tone). Această stea se răceşte, strălucirea ei scade încetul cu încetul, până se stinge. Nu mai rămâne din ea decât o "pitică neagră", prea rece ca să mai strălucească.

Stelele cele mai masive produc elemente chimice mai grele, cum ar fi fierul. Ele cresc şi devin supragigante, cu o rază chiar şi de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Interiorul lor este format dintr-o succesiune de straturi din ce în ce mai puţin calde şi mai puţin dense spre exterior, compuse din diferite gaze. Brusc, ele explodează şi materia lor se împrăştie în spaţiu. Este un adevărat joc de artificii cosmic. În mod violent, steaua devine de 10 miliarde de ori mai luminoasă decât Soarele. Acest fenomen poartă numele de supernovă. După explozie, nu mai rămâne din ea decât miezul. În funcţie de masa pe care o are, acesta devine fie o stea de neutroni, fie o aşa-numită "gaură neagră".

[modifică] Stelele neutronice
Stea de neutron-secţiune

O supragigantă nu este distrusă complet de explozie. Aceasta îşi dezveleşte doar miezul, care este format din fier. Ea suferă o compresie fantastică şi se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu diametrul de aproximativ numai 20 de kilometri, cântărind până la 500 de milioane de tone pe centimetru cub.
Pulsari

În ceea ce a mai rămas din stea, materia devine atât de comprimată, încât atomii sunt striviţi, formând o stea neutronică. Stelele neutronice sunt atât de mici şi atât de puţin luminoase, încât pot trece neobservate. Cu toate acestea, astronomii au putut identifica câteva stele neutronice, fiindcă acestea emit radiaţii sub forma unor scurte impulsuri periodice. Astronomii le-au numit pulsari[necesită citare]. Pulsarii sunt stele neutronice care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor lor axe, emiţând un fascicul de unde radio sau alte radiaţii.

[modifică] Gaura neagră
Gaură neagră

Dacă miezul unei stele care a explodat este suficient de greu, el se transformă într-un obiect chiar şi mai ciudat decât o stea de neutroni: o gaură neagră, cu un diametru de numai câţiva kilometri, dar de o densitate aproape inimaginabilă. Acest obiect are o asemenea forţă de atracţie, încât "înghite" tot ceea ce trece pe lângă el, reţinând chiar şi propria sa lumină. Găurile negre sunt deci invizibile, dar astronomii le pot totuşi detecta din cauza perturbaţiilor pe care le produc în jurul lor.

Calea Lactee-galaxia noastra

Calea Lactee (din latină Via Lactea, sau greacă Γαλαξίας (Galaxias)), este galaxia gazdă a sistemului nostru solar şi a altor aproximativ 200 miliarde de stele cu planetele lor şi peste 1000 nebuloase. Toate obiectele din galaxie orbitează în jurul centrului de greutate al galaxiei numit şi centru galactic.

Calea Lactee este un gigant, având o masă de circa 750-1000 miliarde ori mai mare decât a Soarelui şi un diametru de aproximativ 100.000 ani-lumină.

Galaxia noastră face parte dintr-un grup format din 3 mari galaxii şi un număr de alte 30 galaxii mai mici, ea fiind a doua ca mărime după galaxia Andromeda (M31). Andromeda, situată la aproximativ 2,9 milioane ani lumină este cea mai apropiată mare galaxie de noi. Cu toate acestea un număr de aşa numite false galaxii se găsesc mult mai aproape de noi, acestea jucând un rol de sateliţi ai galaxiei noastre. Cea mai apropiată dintre acestea se gaseşte la 80.000 ani lumină de noi şi la 50.000 ani lumină de centrul galactic.

Galaxia noastră are forma unei spirale uriaşe şi braţele acestei spirale conţin pe lângă altele şi materie interstelară, nebuloase şi stele tinere ce iau naştere din această materie. Pe de altă parte centrul galaxiei este format din stele bătrâne concentrate în grupuri cu formă sferică. Galaxia noastră are aproximativ 200 astfel de grupuri dintre care cunoscute nu sunt decât 150. Aceste grupuri sunt concentrate în special în centrul galactic. După aparenta lor distribuţie pe cer, astronomul Harlow Shapley a ajuns la concluzia că centrul galaxiei se găseste ceva mai departe de noi decât se credea până acum. Astfel, sistemul nostru solar este situat la 20 ani-lumină deasupra planului ecuatorial de simetrie şi la 28000 ani-lumină de centrul galactic.

Centrul galaxiei se gaşeste în direcţia constelaţiei Săgetătorului, la o distanţă de soare de 25.000-28.000 ani-lumină.

Galaxia noastră are 4 componente principale: nucleu, discul cu spirale, haloul şi roiurile globulare. S-ar putea să existe şi un halou exterior, coroana galactică. Discul se roteşte dar nucleul central nu.[necesită citare] Nucleul şi roiurile globulare conţin multe stele bătrâne, cunoscute ca stele de Populaţie II care s-au format din materie cosmică originară. Braţele spiralei, unde se nasc stele noi, conţin mai ales stele de vârstă medie şi tinere, cunoscute ca stele de Populaţie I. Acestea s-au format din materie stelară reciclată şi sunt bogate în metale.

Vârsta celor mai vechi stele din Calea Lactee a fost estimată recent la aproximativ 13,6 miliarde de ani, adică doar puţin mai mică decât vârsta estimată a Universului (13,7 miliarde de ani).

Venus-"luceafarul"

Venus este a doua planetă ca distanţă faţă de Soare în sistemul nostru solar.

Situată la 108 milioane km de Soare, Venus îşi parcurge orbita în 225 de zile. Rotaţia în jurul propriei sale axe este foarte lentă, dureaza 243 de zile şi are loc de la est la vest, în sens invers faţă de rotaţia celorlalte planete. Cu un diametru de 12100 km Venus este a doua planetă (pornind de la Soare) din sistemul solar, orbita sa fiind cuprinsă între cea a planetelor Mercur şi Pământ. Venus este cu foarte puţin mai mică decât Pământul, dar atmosfera sa este foarte diferită: în principal, aceasta este compusă din 96% gaz carbonic şi 3,5% azot. Ea este înconjurată de un văl gros de nori repartizaţi în trei straturi situate la o altitudine între 50 şi 70 km. Unii dintre aceştia provoacă ploi de acid sulfuric, o substanţă chimică foarte periculoasă. Pe Venus temperatura este foarte ridicată. De fapt, gazul carbonic acumulat în atmosferă acţionează sub efectul razelor Soarelui ca geamurile unei sere: temperatura la sol ajunge până 4600C. Suprafaţa planetei Venus este plină de platouri vulcanice. Se pare că mulţi vulcani sunt încă activi. La fel ca şi Mercur, Venus nu are sateliţi.

Jupiter
Jupiter este a cincea planetă de la Soare şi este cea mai mare dintre toate planetele sistemului nostru solar. Are diametrul de 11 ori mai mare decât cel al Pământului, o masă de 318 ori mai mare şi un volum de 1300 ori mai mare.
* orbita: 778,330,000 km de la Soare
* diametrul: 142,984 km (ecuatorial)
* masa: 1.900x1027 kg
Jupiter este al patrulea obiect de pe cer ca strălucire (după Soare, Lună şi Venus; şi câteodată Marte). A fost cunoscut din timpuri preistorice. Descoperirea de către Galileo Galilei şi Simon Marius , în 1610, ai celor patru mari sateliţi ai lui Jupiter: Io, Europa, Ganymede şi Callisto (cunoscute ca sateliţii Galileeni) a fost prima descoperire a unui centru de mişcare aparent necentrat pe Pământ. A fost un punct major în favoarea teoriei heliocentrice de mişcare a planetelor a lui Nicolaus Copernic; susţinerea de către Galileo a teoriei coperniciene i-a adus probleme cu Inchiziţia. Înainte de misiunile Voyager erau cunoscuţi 16 sateliţi.Jupiter are probabil un miez de material solid în cantitate de 10 până la 15 mase Pământene.

Deasupra acestui miez se găseşte partea principală a planetei formată din hidrogen metalic lichid. Această formă exotică a acestui element atât de comun se găseşte doar la presiuni ce depăşesc 4 milioane bari, cum este cazul în interiorul lui Jupiter (şi Saturn). Hidrogenul metalic lichid e format din electroni şi protoni ionizaţi (ca în interiorul Soarelui dar la o temperatură mult mai mică). La temperatura şi presiunea din interiorul lui Jupiter hidrogenul este un lichid, şi nu un gaz. Este un conducător electric şi sursa câmpului magnetic a lui Jupiter. Acest strat conţine probabil ceva heliu şi unele urme de "gheţuri". Stratul de la suprafaţă e compus în principal din hidrogen molecular obişnuit şi heliu ce e lichid în interior şi gazos la exterior. Atmosfera care o vedem noi este doar partea superioară a acestui strat adânc. Apa, dioxidul de carbon, metanul precum şi alte molecule simple sunt de asemenea prezente în cantităţi mici.Jupiter este în jur de 86% hidrogen şi 14% heliu (după numărul de atomi, cca 75/25% după masă) cu urme de metan, apă, amoniac şi "piatră". Asta este foarte aproape de compoziţia primordială din Solar Nebula din care s-a format întregul sistem solar. Saturn are o compoziţie similară, iar Uranus şi Neptun au mult mai puţin hidrogen şi heliu.
Marea Pată Roşie

Marea Pată Roşie (GRS) a fost observată prima oară, de către telescoapele terestre, cu mai mult de 300 de ani în urmă (descoperirea ei e atribuită lui Cassini, sau Robert Hooke în secolul al XVII-lea). Este un oval de aproximativ 12000 pe 25000 km, destul de mare să cuprindă două Pământuri. Alte pete mai mici dar similare sunt cunoscute de decenii. Obervaţiile în infraroşu şi direcţia de rotaţie indică faptul că este o regiune de înaltă presiune ai cărei nori superiori sunt mult mai înalţi şi mai reci decât zonele înconjurătoare. Structuri similare au fost observate pe Saturn şi Neptun. Nu se ştie modul în care asemenea structuri rezistă aşa de mult timp.

Jupiter şi celelalte planete gazoase prezintă vânturi de mari viteze în benzi largi de latitudine. Vânturile suflă în direcţii opuse în două benzi adiacente. Diferenţele mici de temperatură sau de compoziţie chimică sunt responsabile pentru colorarea diferită a benzilor, aspect ce domină imaginea planetei. Cele de culoare deschisă sunt numite zone; iar cele de culoare închisă sunt numite centuri. Benzile au fost cunoscute de ceva timp pe Jupiter, dar vortex-urile complexe din regiunile de graniţă între două benzi au fost pentru prima dată observate de Voyager. Datele de la Galileo indică faptul că vânturile au o viteză mai mare decât s-a crezut anterior (mai mari de 400 mph) şi sunt prezente în adâncimea planetei cel puţin până unde a putut ajunge sonda; ar putea să fie extinse până la mii de kilometri în interiorul planetei. Atmosfera lui Jupiter este de asemenea foarte turbulentă. Aceasta indică faptul ca vânturile sunt conduse, în mare parte, de căldura internă a planetei şi nu de cea provenită de la Soare, cum este cazul Pământului.

[modifică] Magnetosfera
Imagine color de pe satelit

Jupiter are un câmp magnetic uriaş, mult mai puternic ca al Pământului. Magnetosfera lui se extinde pe mai mult de 650 milioane de km (după orbita lui Saturn!). (De notat este că magnetosfera lui Jupiter e departe de a fi sferică -- se extinde spre soare "doar" 4,3 milioane de kilometri). Lunile lui Jupiter sunt cuprinse în magnetosfera lui, ceea ce explică parţial activitatea de pe Io. Din păcate pentru viitoarele călătorii spaţiale şi o problemă mare pentru proiectanţii sondelor Voyager şi Galileo, mediul de lângă Jupiter prezintă mari cantităţi de particule prinse de câmpul magnetic al lui Jupiter. Această "radiaţie" este similară, dar mult mai intensă decât cea observată în centurile Van Allen ale Pământului. Ar fi fatală pentru orice fiinţă umană neprotejată.

Sonda Galileo a descoperit o nouă radiaţie intensă între inelele lui Jupiter şi straturile superioare ale atmosferei. Această nouă centură de radiaţii are o intensitate de aproximativ 10 ori mai mare decât cea a centurilor Van Allen de pe Pământ. Surprinzător, această nouă centură conţine ioni de heliu de energie mare de origini necunoscute.

[modifică] Inelele planetei
Inelele

Jupiter are inele ca Saturn, dar mult mai palide şi mai mici. Existenţa lor a fost nebănuită până când au fost descoperite de către oamenii de ştiinţă de la Voyager 1 ce au insistat că, după ce a călătorit 1 miliard de km, ar putea măcar să arunce o privire pentru a vedea dacă există vreun inel. Toţi au crezut că şansa de a le găsi este nulă dar erau acolo. A fost o descoperire majoră. De atunci au fost fotografiate în infra-roşu de către telescoapele de pe Pământ şi de pe Galileo.

Spre deosebire de cele ale lui Saturn, inelele lui Jupiter sunt întunecate. Probabil sunt alcătuite din grăunţe mici de material pietros. Spre deosebire de inelele lui Saturn, acestea par să nu conţină gheaţă. Particulele din inelele lui Jupiter probabil nu rămân acolo pentru mult timp (datorită atracţiei atmosferice şi magnetice). Sonda Galileo a găsit dovezi clare ce arată că inelele sunt alimentate încontinuu de praful format de impacturile micrometeoriţilor cu cele patru luni interioare, ce sunt foarte energice datorită mărimii câmpului gravitaţional al lui Jupiter. Inelul interior e lărgit de interacţiunea cu câmpul magnetic al lui Jupiter.

[modifică] Explorarea planetei
Pentru detalii, vezi articolul Sateliţii lui Jupitervezi articolele [[{{{2}}}]] şi [[{{{3}}}]]vezi articolele [[{{{4}}}]], [[{{{5}}}]] şi [[{{{6}}}]]vezi articolele [[{{{7}}}]], [[{{{8}}}]], [[{{{9}}}]] şi [[{{{10}}}]].
Explorarea planetei

Jupiter a fost vizitat de către Pioneer 10 în 1973 şi mai târziu de Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 şi Ulysses. Sonda spaţială Galileo orbitează în prezent în jurul lui Jupiter şi va trimite înapoi date cel puţin încă doi ani.
[modifică] Sateliţii lui Jupiter

Jupiter are 63 sateliţi cunoscuţi, inclusiv cele patru luni galileene.
Lunile Galileene ale lui Jupiter. De sus în jos: Callisto, Ganymede, Europa şi Io

* Jupiter este treptat încetinit datorită refluxului produs de sateliţii Galileeni. De asemenea aceste forţe schimbă orbita lunilor îndepărtându-le de Jupiter.

* Io, Europa şi Ganymede sunt ţinute împreună de forţe ce prezintă o rezonanţă orbitală de tip 1:2:4 şi orbitele lor evoluează împreună. Callisto este aproape, prinsă şi ea. În câteva sute de milioane de ani, Callisto va fi prinsă, orbitând la exact de două ori perioada lui Ganymede şi de opt ori perioada lui Io.

Jupiter si Ganymede

* Înainte de misiunile Voyager, astronomii cunoşteau numai 12 sateliţi în afară de cei galileeni, adică Amalthea, descoperită în 1892, Himalia, în 1904, Elara, la un an după, Pasiphae, în 1908, Sinope în 1914, Lysithea în 1983, Ananke în 1951, Leda în 1974, Adrastea şi Thebe în 1979, urmaţi de Carme în 1983 şi Metis în 1989.

* Sateliţii lui Jupiter sunt numiţi după alte personaje din viaţa lui Zeus (în principal amantele). Mai multe luni mici au fost descoperite dar nu au fost oficial confirmate sau botezate.

Luna
Luna, Selena (numită aşa de către romani) sau Artemis (de către greci) este singurul satelit natural al Pământului. Numele de Lună se aplică uneori şi sateliţilor altor planete din sistemul nostru solar. Vârsta Lunii este de aproximativ 4.60 miliarde de ani.Luna are o rază medie de 1.737 km, de 4 ori mai mică decât a Pământului şi orbitează în jurul acestuia la o distanţă medie de 384.403 km, cu o viteză medie de 3.700 km/h. Atracţia gravitaţională la suprafaţa Lunii este de 6 ori mai slabă decât cea terestră.
Luna realizează o rotaţie în jurul Pământului în aproximativ 4 săptămâni, luna Pământească (27 zile 7 ore 43 min 11.6 sec). În acest interval fazele Lunii sunt: lună nouă, primul pătrar, lună plină, ultimul pătrar şi se succed în 29 zile 12h 44 min 2.8 s (numită o lună Lunară). Masa satelitului nostru este de 7,35 × 1022 kg, de 81 de ori mai mică decât masa Pământului, densitatea medie 3400 kg/m3, iar excentricitatea orbitală este de 0,0549.
Perioada de rotaţie a Lunii este egală cu cea de revoluţie în jurul Pământului, astfel încât Luna ne arată mereu aceeaşi faţă. Mai exact însă, dacă se iau în considerare fluctuaţiile orbitei lunare şi posibilitatea de a observa acest satelit din diferite locaţii de pe Pământ, suprafaţa vizibilă este de 59%.
Luna este al doilea obiect ceresc ca strălucire (magnitudine aparentă), după Soare. De asemenea, Luna şi Soarele au aproximativ acelaşi diametru angular, lucru ce face posibile eclipsele solare.Suprafaţa Lunii este acoperită de cratere. Aceste cratere s-au format în urma impactului cu meteoriţi uriaşi şi asteroizi mici, cel mai probabil în vremurile de la începutul istoriei Lunii pe când sistemul solar era plin de asemenea fragmente. Cel mai mare crater se numeşte Bailly, are o lungime de 295 km şi adâncime de 3960 m. De asemenea, mai este vizibil şi un vechi relief vulcanic (cratere de origine vulcanică), rămas din vremurile apropiate de formarea satelitului Pământului; acesta formează caracteristicile vizibile, cum ar fi mări (numele de mare a fost dat de observatorii din antichitate care credeau că petele negre de pe suprafaţa Lunii sunt mări şi oceane iar părţile luminoase sunt continente), văi etc. Cea mai mare şi mai cunoscută mare a Lunii este Marea Imbrium (Marea Ploilor) şi care are o lungime de 1.200 km. Cei mai înalţi munţi se află lângă Polul Sud al Lunii şi au o înălţime de aproximativ 6.100 m comparabil cu Himalaya pe Pământ. Încă nu s-au găsit urme de apă pe suprafaţa Lunii dar cercetătorii sunt optimişti.Partea vizibilă e plină de cratere provocate de ciocniri cu asteroizi sau meteoriţi ce au avut loc în perioada de tinereţe a sistemului Solar. Diametrele craterelor ajung până la 240 km. Zonele care par mai luminoase de pe Pământ sunt coline. Rocile din aceste zone au fost datate ca având o vechime de 4 miliarde de ani. Petele întunecate, cunoscute ca mări, sunt zone de joasă altitudine care au fost cândva inundate de lava. Rocile de aici au o vechime de 3-3,9 miliarde de ani.Sonda sovietică Luna 3 a făcut prima fotografie a părţii invizibile în 1959. Are mai puţine "mări" de lavă şi mai mulţi munţi. Termenul "partea întunecată" este incorect: Luna orbitează Soarele, deci lumina solară cade pe toată suprafaţa ei, dar noi vedem lumină doar pe partea dinspre Pământ.În mitologia greco-romană, existau mai multe zeităţi asociate cu Luna. Cele greceşti erau Artemis, zeiţa castităţii, a Lunii şi a vânătorii, Hecate, zeiţa Lunii şi a lumii de dincolo, şi Selena. Diana era corespondentul roman pentru Artemis. Luna, altă zeiţă locală a Lunii, era descrisă călătorind într-un car.O dată cu înaintarea Lunii pe orbită, partea luminată a suprafeţei ei vizibilă de pe Pământ se modifică.

Aceste faze ale Lunii încep cu luna nouă când se vede doar un corn foarte subţire. Zona luminoasă creşte până vedem toată luna plină, apoi descreşte; ciclul se încheie cu 3 zile în care Luna e complet întunecată.

Durata ciclului complet al fazelor lunii se numeşte lună sinodică şi este de aproximativ 29.5 zile. Datorită mişcării de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui, luna sinodică este mai lungă decât luna siderală (perioada de revoluţie a Lunii în jurul Pământului, raportată la stele), similar cu modul în care ziua solară este mai lungă decât ziua siderală.Luna are o structură stratificată, similară cu a Pământului, şi este constituită din acelaşi elemente chimice, însă în proporţii diferite. Tipurile de roci lunare sunt: roci vulcanice provenite din erupţiile provocate de ciocnirile cu meteoriţi, bogate în calciu de la începuturile formării Lunii; şi conglomerate de roci numite brecii. În colţurile întunecate ale craterelor a fost recent descoperită gheaţă de suprafaţă, lângă polul sud.

Soarele
Soarele este steaua aflată în centrul sistemului nostru solar. Pământul, toate celelalte planete, asteroizii, meteoriţii, cometele precum şi cantităţile enorme de praf interplanetar orbitează în jurul Soarelui, care totuşi, prin mărimea sa, conţine mai mult de 99% din masa întregului sistem solar. Energia provenită de la Soare (sub forma luminii, căldurii ş.a.) face posibilă întreaga viaţă de pe Pământ, de ex. prin fotosinteză, iar prin intermediul căldurii, şi clima favorabilă.

În cadrul discuţiilor dintre cercetători, Soarele este desemnat uneori şi prin numele său latin Sol, sau grecesc Helios. Simbolul său astrologic este un cerc cu un punct în centru: \bigodot. Unele popoare din antichitate îl considerau ca fiind o planetă.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 nucleară. În fiecare secundă, peste patru milioane de tone de materie sunt convertite în energie în nucleul soarelui, generându-se astfel neutrino şi radiaţie solară.
Ciclul de viaţă al Soarelui

Conform cunoştinţelor actuale, în decursul următorilor aproximativ 5 miliarde de ani Soarele se va transforma într-o gigantă roşie şi apoi într-o pitică albă, 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 solară, incluzând petele pe suprafaţa acestuia, erupţiile solare şi variaţii ale vântului 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 (fotosfera) 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 protuberanţelor solare, interacţiunea magnetică dintre cromosferă şi coroană, precum şi originea vântului solar.

[modifică] Informaţii generale
Soarele, aşa cum apare prin lentile fotografice de pe Pământ

Hidrogenul reprezintă aproximativ 74% din masa Soarelui, heliul 25%, iar restul este constituit din cantităţi mici de elemente mai grele. 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 spectrală 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 nucleară 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 roşii.[2]

Faza principală a existenţei Soarelui va dura în total aproximativ 10 miliarde de ani. Vârsta actuală, determinată folosind modele computerizate ale evoluţiei stelelor şi nucleocosmocronologia, se consideră a fi de aproximativ 4,57 miliarde de ani [3]. Soarele orbitează în jurul centrului galaxiei noastre, Calea Lactee, la o distanţă de 25-28 de mii de ani lumină 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.[4]

Soarele este o stea din a treia generaţie, 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 şi 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.

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 roşie, straturile exterioare urmând să se extindă, în timp ce hidrogenul din centru va fi consumat, iar miezul se va contracta şi încălzi. Fuziunea heliului va începe când temperatura în centru va ajunge la 3×108 K. Deşi 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 înghiţirea Pământului (totuşi atmosfera Pământului se va evapora şi împrăştia).
Soarele.

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 pitică albă, răcindu-se în timp. Această succesiune a fazelor este tipică evoluţiei stelelor de masă mică spre medie.[5][6]

Lumina şi căldura Soarelui constituiesc principala sursă de energie pe suprafaţa Pământului. Constanta solară 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 ultravioletă 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 vitamină 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 analemmă 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.

[modifică]

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 şi coroana sunt învelişurile exterioare ale Soarelui. Ele formează aşa-numita atmosferă solară. În mod obişnuit nu le vedem, pentru că sunt mult mai puţin luminoase decât fotosfera. Cromosfera se ridică până la 5.000 km de suprafaţa Soarelui. Ea este acoperită de mici jeturi de gaz foarte cald, spiculii. Temperatura ei creşte o dată cu altitudinea: în vârf, ea atinge 20.000 °C. Coroana, care îmbracă atmosfera, se diluează treptat în spaţiu şi nu are o limită exterioară bine definită. Ea este foarte rarefiată, dar extrem de caldă: temperatura sa depaşeşte 1 milion de grade. Cu ajutorul instrumentelor speciale, din timp in timp se observă că anumite regiuni ale cromosferei devin deodată foarte strălucitoare: acestea sunt erupţiile solare. În urma acestora apar jeturi imense de gaz, protuberanţele, care au aspectul unor filamente întunecate. În afară de acestea, un flux de particule foarte rapide părăseşte Soarele prin coroană în mod permanent. Acestea sunt vânturile solare. Desigur, interiorul Soarelui nu poate fi văzut, dar studierea suprafeţei şi a straturilor sale exterioare oferă astronomilor informaţii despre structura sa internă. Ea conţine toate elementele simple identificate şi pe Pământ, dar 98% din masa sa este formată din hidrogen şi heliu (73% hidrogen şi 25% heliu).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.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.

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.

Cu ajutorul spectroheliografului se obţin imagini ale Soarelui într-o singură culoare. Adeseori, lumina aleasă este cea a unei radiaţii roşii de hidrogen. Coronograful este o lunetă specială care permite acoperirea discului orbitor al Soarelui. Astfel se poate urmări coroana ca şi în timpul eclipselor totale de Soare. Pentru a profita de avantajele acestui instrument el trebuie instalat pe un munte, acolo unde atmosfera este de obicei foarte curată. Anumite radiotelescoape şi radioheliografe sunt folosite la înregistrarea undelor radio emise de Soare. Celelalte raze invizibile ale Soarelui (raze ultraviolete, raze X etc.) sunt studiate cu ajutorul unor instrumente instalate la bordul unor vehicule spaţiale.O eclipsă de soare are loc ori de câte ori Luna trece între Soare şi Pământ, umbrind o parte a suprafeţei Pământului. Cea mai recentă eclipsă parţială de soare a avut loc la 1 august 2008 şi a fost partial vizibilă şi în România. * 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.
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.

[modifică] Spicule

Coloane de gaz cu aspect de flăcări; se înalţă până la 10.000 km de la suprafaţă.

[modifică] Facule

Pete luminoase temporare ce apar pe suprafaţa Soarelui.

[modifică] 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.

[modifică] 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.

[modifică] 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.

[modifică] 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.