Soarele este sursa principală de lumină şi energie a întregii umanităţi.

Este sursa care activează fotosinteza, încălzeşte mările şi oceanele, dinamizează întreaga atmosferă terestră şi care dă viaţă regnului animal, vegetal şi întregii omeniri. Energia solară, împreună cu resursele secundare de energie: eoliană, hidroelectrică, geotermică, biomasă, energia valurilor mărilor şi oceanelor, reprezintă 99,9% din fluxul de energie regenerabilă care ne stă la dispoziţie pe Terra.

Soarele este o sursa de energie inepuizabilă, paşnică şi liberă, care este la dispoziţia întregii omeniri. Captarea şi utilizarea energiei solare este liberă şi nici o organizaţie statală nu limitează utilizarea ei. Oricine poate produce curent electric cu o centrală fotovoltaică, pentru necesităţi personale şi colective. Producerea energiei electrice din energia solară este:

1. economică şi regenerabilă
2. nu produce deşeuri
3. protejează mediul înconjurător
4. este un produs decentralizat

5. nu depinde de uzinele electrice convenţionale.

Energia electrică solară aduce o nota de siguranţă deoarece se găseşte la dispoziţia tuturor, în cantităţi nelimitate pe toată suprafaţa Terrei şi depăşeşte de mai multe ori necesităţile energetice ale populaţiei mondiale.

Soarele (latineşte „Sol”, greceşte „Helios”) este corpul ceresc care se află în centrul sistemului nostru planetar, numit sistem solar. Soarele are o importanţă fundamentală pentru viaţa de pe planeta Pământ. Majoritatea proceselor chimice şi fizice care au loc pe suprafaţa şi în jurul pământului, ca de exemplu clima, fenomenele meteorologice şi însăşi viaţa sunt determinate de energia radiantă a soarelui.

Soarele este sursa inepuizabilă de energie a sistemului nostru planetar. Aerul cald care conţine vapori de apă pune în mişcare atmosfera prin curenţi de convecţie. La înălţimi mari, temperatura este mai scăzută decât la nivelul solului şi vaporii de apă se condensează în nori, din care rezultă ploile, astfel se închide circuitul apei în natură. Vântul este o manifestare a circulaţiei atmosferei, pusă în mişcare de energia solară, care este absorbită de oceane, mări şi uscatul Terrei și păstrează temperatura medie a suprafeţei Terrei la valoarea de +14°C.

Soarele este corpul ceresc care stăpâneşte sistemul nostru planetar şi reprezintă 99,9% din masa totală a acestuia. Are un diametru de 1,39 milioane km. (de 109 ori mai mare decât diametrul pământului) şi se încadrează ca dimensiune puţin sub valoarea medie a stelelor din univers. Valoarea distanţei medii de pământ este de 150 milioane km. Pământul, în mişcarea pe orbita lui eliptică în jurul soarelui ajunge în punctul cel mai apropiat de soare, numit periheliu, la distanţa de 147,090 km (2-4 Ianuarie) şi în punctul cel mai depărtat de soare, numit apheliu, la distanţa de 152,096 Km (3-6 Iulie). Valorea medie a temperaturii la suprafaţă este de 5.778°K (Grad Kelvin,1°K = 273,5 + t °C).

Vârsta soarelui se evaluează la 4,57 Miliarde ani, deci aproape jumătate din faza principală de evoluţie. Masa soarelui este aproximativ de două ori mai mare decât masa medie evaluată pentru o stea din Calea Lactee.

Soarele s-a format cu 4,57 Miliarde ani în urmă, ca urmare a unui colaps gravitaţional a unui nor de gaz interstelar. Perioada de evoluţie a colapsului gravitaţional în care

s-au format şi planetele, urmată de o perioadă de relaxare s-a încheiat după circa 50 de milioane de ani. Soarele constă din mai multe zone concentrice care au forma de învelişuri fără o delimitare spaţială netă numite nucleul solar, corona solară, fotosfera solară şi protuberanţele de la suprafaţă soarelui.

Nucleul solar

Cuprinde partea centrală interioară a globului solar până la o pătrime din raza suprafeţei solare vizibile, din care se emite majoritatea energiei solare. Deşi volumul nucleului solar este numai 1,6% din volumul total al soarelui, în nucleul solar fiind concentrată 50% din masa totală a soarelui. Materia care se găseşte în nucleul soarelui este într-o stare de agregare specială numită plasmă, la temperatura de 15,6 milione °K. Zona de radiaţie se găseşte în jurul nucleului solar şi se extinde până la circa 70% din raza soarelui. În vidul spaţiului cosmic fotonii gama se deplasează cu viteza luminii şi pătrund pănă în nucleul solar. Interacţionează cu particulele de plasmă, sunt absorbiţi de acestea şi apoi din nou radiaţi spre exterior. Aceşti fotoni se deplasează pe traiectorii întâmplătoare şi difuzează spre suprafaţă soarelui. Din punct de vedere statistic, aceşti fotoni între cele două fenomene – absobţie şi emisie – petrec pe aceste traiectorii întâmplătoare din interiorul plasmei între 10.000 şi 170.000 de ani până când părăsesc suprafaţa soarelui. Aceasta înseamnă că lumina pe care noi o vedem a fost creată cu câteva zeci de mii de ani în urmă. Zona de convecţie se găseşte peste zona de radiaţie, are o grosime de 140.000 km şi reprezintă circa 20% din raza soarelui. În domeniul de graniţă, între cele două zone, temperatura atinge încă 2 milioane °K şi energia va fi cedată în exterior, nu sub formă de radiaţie, ci sub formă de curenţi de convecţie a plasmei. În timpul acestui proces, curenţi puternici de materie se deplasează spre exterior, unde temperatura este mai scăzută, se răcesc şi intră din nou în interiorul zonei de convecţie. Deoarece curenţii de plasmă care se deplasează spre exterior sunt mult mai fierbinţi şi deci au culoarea mai deschisă decât a curenţilor care se deplasează spre interior, cu temperatură mai scăzută, se formează aşa numitele celule de convecţie, care sunt vizibile cu un telescop, ca o granulaţie pe suprafaţa soarelui.

Fotosfera solară

Se găseşte deasupra zonei de convecţie şi formează un înveliş sferic care poate fi considerat ca sursa de radiaţie luminoasă a soarelui pe care o percepem de pe pământ. Fotosfera solară este un strat cu grosimea de 300-400 km, a cărui temperatură la suprafaţă este de 5800 °K (~5.500°C) şi care poate fi considerată ca suprafaţa soarelui, deşi pentru majoritatea stelelor nu poate fi delimitată o suprafaţa exterioară. Acest strat exterior radiază întreaga energie produsă în interiorul nucleului solar sub formă de radiaţie, din care cea mai mare parte se găseşte în domeniul spectrului vizibil. Datorită vârtejurilor şi câmpurilor magnetice (sursele petelor solare) nu putem considera suprafată soarelui netedă ci ca o suprafaţă formată din materie în continuă mişcare cu erupţii surprinzătoare în timp şi spaţiu, care totuşi au o reproductibilitate cu o perioadă de 11 ani, referitor la petele solare.

Cromosfera

Este poziţionată deasupra fotosferei, este iradiată de aceasta şi poate fi văzută pentru câteva secunde în cazul eclipselor totale de soare, ca o imagine luminoasă de culoare roşie. Temperatura acestui strat se ridică la peste 10.000°K iar densitatea gazului din care este formată scade la valori cuprinse între 10^-4 – 10^-15 g/cm³

Lumina care traversează cromosfera este absorbită într-o foarte mică măsură.

^.Partea interioară a coronei se extinde spre exterior până la o distanţă echivalentă cu de două ori raza soarelui şi realizează o zonă de tranziţie către domeniul interplanetar. Materia foarte diluată care se găseşte în corona solară interacţionează cu radiaţia solară, cu undele de şoc şi cu alte interacţiuni de schimb şi astfel temperatura se ridică până la 2 Milioane °K. În interiorul câtorva sute de kilometrii spre exterior, temperatura echivalentă a energiei cinetice a gazului creşte la valoarea de aproximativ 1 milion °K şi energia calorică numită „vânt solar” este disipată spre exterior. Corona solara se poate extinde pâna la câteva milioane de kilometrii şi se poate vedea de fiecare dată când apare o eclipsă de soare. Are o structură radiantă a cărei formă se modifică puternic pentru fiecare ciclu de apariţia a petelor solare. Materia radiantă din corona solară se transformă în vânt solar care se extinde până în zona numită heliopauză în care se întâlneşte cu mediul inter-stelar.

Rotaţia soarelui

Soarele se roteşte diferenţiat în jurul axei proprii în timp de 4 săptămâni şi anume la ecuatorul solar rotaţia durează 25,4 zile, la latitudini medii rotaţia durează între 27 şi 28 zile, iar la poli rotaţia durează 36 de zile. Aceste diferenţe în durata unei zile solare este denumită “rotaţie diferenţială” şi poate fi explicată prin teoria dinamicii gazelor şi fluidelor. La începutul anului 1990 s-a constatat totuşi că soarele în partea inferioară a zonei de convecţie s-a rotit cu o perioadă constantă de 27 de zile.

Caracteristici fizice ale soarelui – Transformarea masei în energie

Se realizează în cea mai mare parte ca urmare a reacţilor de tip proton-proton şi aproximativ 1,6% prin ciclul CNO (Carbon-Azot-Oxigen, sau Ciclul Bethe-Weizsäcker) prin care nucleii de hidrogen fuzionează în nuclei de helium şi se eliberează radiaţii gama şi neutroni.

Reacţia proton-proton (p-p)

Este o reacţie de fuziune puternic exotermă, din care rezultă nucleii de heliu, a căror masă este cu 1% mai mică decât a protonilor care au intrat în reaţie. Această diferenţa de masă se transformă în energie conform relaţiei lui Einstein E=mc²

Reacţile p-p pot avea loc în condiţile de temperatură cele mai joase din sistemul stelar.

Reacţia proton-proton de tipul I

In medie, la un interval de 10⁶ ani fuzionează două nuclee de Heliu din care rezultă izotopul He₄ (particula α ) şi doi protoni care vor interacţiona în alte etape ale reacţiei de fuziune. Acest tip de reacţie este preponderentă la temperaturi cuprinse între 10 -14 Milioane °K. La temperaturi mai scăzute se va produce Heliu foarte puţin.

Reacţia proton-proton de tipul II

În acest tip de reacţie, heliul He participă ca şi catalizator pentru producerea în continuare a He²⁺_3-. Tipul II de reacţie are loc în domeniul de temperaturi cuprinse între 14 – 23 milioane °K.

Reacţia proton-proton de tipul III

Izotopul de heliu He²⁺ va participa în această reacţie având rolul de catalizator.

Acest tip de reacţie are loc cu precădere la temperaturi mai mari de 23 Milioane °K însă nu constituie sursa principală de energie emisă de soare pentrucă astfel de temperaturi mari nu sunt atinse în soare

Ciclul CNO (Carbon-Azot-Oxigen), sau ciclul Bethe-Weizsäcker

Ciclul CNO, cel de al doilea tip de reacţie de fuziune a nucleelor de hidrogen prin care se produce heliu, a fost explicat în anii 1937-1939 de fizicienii Hans Bethe şi Carl Friedrich von Weizsäcker.

Conform celor trei simboluri, în reacţia ciclului  sunt implicate elementele Carbon-Azot şi Oxigen. Acest ciclu de reacţii constituie sursa principală de energie în stelele mari. Soarele produce numai 1,6% din energia totală emisă pe baza acestui ciclu. Ciclul Bethe-Weizsäcker funcţionează la temperaturi mai mari de 14 milioane °K şi devine sursa principală de energie la temperaturi mai mari de 30 milioane °K, pentru care toate nucleele elementelor participante sunt complect ionizate, adică nu mai au învelişul electronic. Rezultatul general al ciclului este fuziunea a 4 nuclee de hidrogen (protoni H⁺₁) cu producerea unui nucleu de heliu (He²⁺₄), respectiv o particulă α – a cărei masă este cu ca. 1% mai mică decât suma maselor celor 4 protoni (numită energie de legătură, sau defect de masă). Această diferenţă de masă poate fi transformată complect în energie, conform ecuaţiei lui Einstein E=mc². Bilanţul de energie rezultat este de +25,03 MeV. În această reacţie carbonul C₁₂ este catalizatorul reacţiei şi se va regenera în cadrul ultimei reacţii a ciclului. Ciclul complect se desfăşoară într-un interval de timp enorm – de ordinul 3,4 x 10⁸ ani, deoarece în reacţie participă 4 interacţiuni cu protonii, 2 dezintegrări β⁺ şi o dezintegrare α toate cu probabilități mici de interacţiune. Rata de producere a energiei prin ciclul Bethe-Weizsäcker este proporţional cu puterea 15 a temperaturii de reacţie, astfel că o creştere a temperaturii cu 5% produce o creştere a energiei emise cu 108%. În nucleul solar fuzionează pe secundă 564,3 milioane tone de Hidrogen şi se produc 560 milioane tone de Heliu. Diferenţa de 4,3 milioane tone/secundă de materie produce o energie totală de 3,7 x 10²⁶ W.s (watt.secundă), care este produsă în nucleul solar, transportată spre suprafaţa solară şi radiată în mare parte sub formă de lumină. O mică parte (aprox. câteva procente) din această energie este transportată spre exteriorul nucleuui solar, direct prin fluxul de neutroni.

În nucleul solar rezultă prin fuziunea nucleară a protonilor nuclee de heliu, astfel că privind evolutiv, numărul protonilor scade continu. Acest proces de fuziune a protonilor constituie motorul energetic al soarelui, prin care energia produsă este radiată în exterior prin fotosferă ca energie luminoasă. Deoarece soarele nu este un corp ceresc compact, ca şi pământul sau alte planete ci este o sferă gazoasă foarte fierbinte, ar fi într-o stare instabilă fără emanaţia continuă de energie din interior.

Puterea de radiaţie a soarelui

Soarele radiază energie într-un spectru extrem de larg de unde electromagnetice, care prezintă şi câteva întreruperi.

Acest spectru începe în domeniul undelor radio, are un maxim al energiei emise în domeniul luminii vizibile (între galben şi verde) şi se continuă până în domeniul radiaţiei UV (Ultraviolet), radiaţilor Röntgen şi gama.

Prin spectru electromagnetic sau spectrul undelor electromagnetice se înţelege totalitatea undelor electromagnetice divizate în domenii limitate a valorilor lungimii de undă (sau a frecvenţelor). În extrema stângă a spectrului se găsesc radiaţile cu cea mai mică lungime de undă, respectiv cu cea mai mare frecvenţă şi energie, numite radiaţii gama şi radiaţii a căror lungime de undă sunt comparabile cu dimensiunile atomice.

Imaginea spectrului solar

Deplasarea spre dreapta în imaginea spectrului electromagnetic ne conduce în domeniul radiaţilor Röntgen, radiaţilor ultraviolete (UV) şi în domeniul spectrului vizibil.  Acest domeniu cuprinde radiaţile cu lungimile de undă cuprinse între 400 nm (1nm=10^-9 m) şi 700 nm.

Domeniul spectrului vizibil se continuă spre dreapta cu domeniul radiaţilor din domeniul microundelor, domeniul undelor radio (UHF, VHF, UKW, unde scurte, medii şi lungi). Limita dreaptă a spectrului electromagnetic este format din domeniul radiaţilor cu lungimi de undă mari, cuprinse între 10⁴ m şi 10⁷ m. Dacă se consideră distanţa de la soare până la pământ, radiaţia întregului spectru emisă de soare are o putere specifică de 1,4 kW/m² de pe suprafaţa soarelui. Această valoare se numeşte constanta energetică solară. Dacă se ia în considerare energia radiată de întreaga suprafaţă a soarelui, se determină puterea totală de radiaţie care corespunde la suma tuturor radiaţilor din spectru electromagnetic, emise de soare. Puterea de radiaţie totală a soarelui are valoarea 3,8 x 10²⁶ W , din care 44,2% se găseşte în domeniul infra-roşu (IR), 51,8% în domeniul vizibil. 3,6% în domeniul ultraviolet (UV-A) şi 0,4% în domeniul ultraviolet (UV-B).

Stabilitatea soarelui

Un sistem a cărui temperatură scade atunci când primeşte căldură are o capacitate termică negativă. Acesta este cazul soarelui, în nucleul căruia se produce mai multă energie termică prin reacţile de fuziune nucleară, decât este radiată în exterior.

Datorită capacităţii negative, temperatura scade şi prin aceasta se reduce rata reacţilor de fuziune, respectiv producerea de energie termică. Sistemul de producere şi emisie de energie se stabilizează singur printr-o reacţie de răspuns negativă.

Câmpul magnetic al soarelui

Poate fi aproximat cu a unui dipol care la fiecare 11 ani îşi schimbă reciproc poziţia polilor, astfel că poziţia iniţială este din nou atinsă după 22 de ani şi determină ciclul de 11 ani de activitate solară. La suprafaţa soarelui intensitatea câmpului magnetic are valoarea de ca. 100 µT (T-Tesla, unitate de câmp magnetic), aproximativ de două ori mai mare decât intensitatea câmpului magnetic pământesc şi se micşorează cu distanţa conform relaţiei ~ 1/(distanţa)³. În apropierea pământului câmpul magnetic solar acţionează cu o intensitate de 0,01 nT. Vântul solar se produce datorită câmpurilor magnetice locale deosebit de puternice produse de circulaţia curenţilor gazelor cu conductibilitate electrică, care produc curenţi electrici cu intensitatea de 10¹² Amperi. Nucleul soarelui acţionează ca un generator de energie care transformă energia de mişcare a curenţilor electrici în energie electrică şi magnetică. Se consideră totuşi că acest efect de dinam electric este puternic numai într-un strat subţire de la partea inferioară a zonei de convecţie.

Petele solare şi ciclul de 11 ani de activitate solară

Acţiunea vizibilă a câmpului magnetic local sunt petele solare şi erupţile puternice de materie din corona solară. Petele solare sunt domenile relativ reci ale atmosferei soarelui cu temperaturi cuprinse între 3.700°K şi 4.500°K. Intensitatea câmpurilor magnetice din apropierea petelor solare poate atinge valoarea de aproape de o mie de ori mai mare decât intensitatea câmpului magnetic pământesc de la suprafaţa pământului. Evoluţia ca număr şi intensitate a petelor solare are loc ciclic cu o repetiţie de 11 ani. În timpul minimului de activitate sunt vizibile numai câteva pete solare, ca apoi  numărul petelor solare să crescă într-un domeniu cuprins între 30° nord şi 30° sud. Această bandă de pete solare active se extinde spre ecuatorul solar şi după aproximativ 5 ani şi jumătate se atinge maximum de activitate, după care numărul petelor solare începe să scadă şi câmpul magnetic global îşi schimbă reciproc polii – vechiul pol nord magnetic devine polul sud.

Protuberanţele

Între petele solare se formează bucle de linii ale câmpului magnetic, care au fost numite protuberanţe, formate din fluxuri de materie solară, care este expulzată puternic în spaţiul cosmic.

Dimensiunile protuberanţelor sunt de ordinul 40.000 km înălţime, 5.000 km grosime şi câteva sute de mii de km lungime. Se poate face o diferenţiere între protuberanţele liniştite şi cele eruptive

Pulsaţia soarelui

Întreg globul solar pulsează cu frecvenţe diferite. Deşi undele sonore nu pot fi “auzite” de pe pământ datorită vidului din spaţiul interplanetar, totuşi cu anumite metode speciale, aceste oscilaţii pot fi vizualizate. Oscilaţile produse în interiorul soarelui pun în mişcare oscilantă şi fotosfera, care se deplasează în sus şi în jos. Oscilaţia principală are o perioadă de 5 minute (293 s +/- 3s). În interiorul zonei de convecţie au loc turbulenţe puternice, care prin deplasarea lor eruptivă sub formă de curenţi, produc unde sonore în masa de gaz pe care le înconjoară.

Interacţia soarelui cu mediul exterior

Soarele influenţează mediul exterior interplanetar şi înterstelar prin: Radiaţia luminoasă şi gravitaţie ; Câmpul magnetic ; Fluxul de particule elementare şi radiaţie electromagnetică a vântului solar.

Fluxul de particule elementare parăsesc soarele cu viteze de câteva sute de km/s şi pătrund în spaţiul interstelar până la o depărtare de 22,5 Miliarde kilometrii (150 unităţi astronomice). Acel domeniu în care vântul solar penetrează şi influenţează caracteristicile fizice a spaţiului interplanetar şi interstelar se numeşte heliosferă.

În cazul erupţilor solare, densitatea şi viteza vântului solar poate să crească foarte puternic şi va produce pe pământ efectele de „lumina polară” , deranjamente în funcţionarea aparaturii electronice şi deranjări în propagarea undelor electromagnetice radio din ionosferă (Efectul „Mögel-Dellinger”).

Observarea soarelui cu sateliţi şi sonde spaţiale

Ȋn anul 1973 a fost lansat staţia spaţială Skylab care a fost înzestrată cu un telescop Röntgen. În anul 1976, în urma colaborării germano-americane, a fost lansată sonda „Helios” care s-a apropiat la distanţa de 43,5 milioane Km de soare.

În anul 1990 a fost lansată sonda „Ulysses” cu misiune de a studia cei doi poli solari, care nu pot fi văzuţi nici de pe pământ nici de pe sateliţi. În anul 1995 a fost lansata sonda europeană SOHO în direcţia soarelui şi plasată într-un punct staţionar denumit Lagrage L1, de unde observă soarele cu 12 intrumente diferite şi transmite înregistrări zilnice privind erupţile şi furtunile solare. În anul 1998 a fost lansat satelitul TRACE pentru complectarea misiunii. În anul 2001 a fost lansată sonda spaţială „Genesis” plasata în punctul Lagrage L1 cu misiunea de a culege probe din vântul solar pentru o perioadă de 2,5 ani. Aceste probe au fost aduse pe pământ şi studiate în vederea determinării compoziţiei izotopice a particulelor din vântul solar.

În anul 2006 au fost lansate două sonde spaţiale gemene numite „STEREO” plasate în punctele Lagrage L4 şi Lagrange L5. Aceste sonde au furnizat pentru prima dată imaginile 3-dimensionale a soarelui.

În anul 2015, agenţia europeană ESA (European Space Agency) a iniţit  lansarea unei sonde spaţiale numite „Solar Orbiter”, care se va apropia până la distanţa de 45 raze solare ( aproximativ 30 Milioane Km de soare), de unde să fotografieze soarele cu o rezoluţie de 100 km.

Solar Orbiter (SolO) este o sonda spaţială concepută de ESA ȋn colaborare cu NASA, care face parte din programul știinţific „Cosmic Vision 2015-2025”. Controlul sondei se va face din centrul de control spaţial european din Darmstadt. Contribuţia NASA constă ȋn punerea la dispoziţie a rachetei purtătoare, controlul startului rachetei și aparatura „Heliospheric Imagers”. Data iniţială de lansare, din Iulie 2017, a fost de mai multe ori amânată. Ȋn luna octombrie 2019 sonda spaţială a fost gata de start, iar ȋn 10 februarie 2020 a fost lansată ȋn spaţiul cosmic cu o rachetă americană de tip Atlas-V din staţia de lansare Cap Canaveral Air Force Station.

Printre multele rezultate de natură știinţifică, ași dori să amintesc unul, care a produs o emotivitate mare ȋntregii lumi știinţifice și ȋntregului personal tehnic de control.

Existenţa fenomenul caracteristic soarelui numit „vânt solar” a fost prevăzută teoretic de un savant american cu aproximativ 70 de ani ȋnainte. La o vârstă înaintată a savantului, această teorie a fost dovedită prin rezultatele obţinute. A fost un eveniment special ca un om de știinţă să fie apreciat ȋn timpul vieţii pentru valabilitatea teoria lui. Ȋmi permit să vă ofer o temă de casă: Numele savantului și anul când savantul si-a emis ipoteza existenţei vântului solar.

         Dr.Roman Baican