Soarele este steaua din centrul Sistemului Solar. Este o sferă aproape perfectă din plasmă fierbinte, ținută de gravitație și modelată de un câmp magnetic. Este de departe cea mai importantă sursă de energie pentru viața de pe Pământ. Diametrul său este de aproximativ 1,39 milioane de kilometri (sau este de 109 ori mai mare decât al Terrei), iar masa sa este de aproximativ 330 000 de ori mai mare decât a Terrei. Reprezintă aproximativ 99,86 % din masa totală a Sistemului Solar. Aproximativ trei sferturi din masa Soarelui este formată din hidrogen (≈73 %); restul este în mare parte heliu (≈25 %), cu cantități mult mai mici de elemente mai grele, inclusiv oxigen, carbon, neon și fier.
Soarele este o stea cu secvență principală de tip G (G2V). Ca atare, este denumită în mod informal și nu complet exact o pitică galbenă (lumina ei este mai aproape de alb decât de galben). S-a format cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmăAll numbers in this article are short scale. One billion is 109, or 1,000,000,000. din colapsul gravitațional al materiei într-o regiune a unui nor molecular mare. Cea mai mare parte a acestei materii s-a adunat în centru, în timp ce restul s-a aplatizat într-un disc orbitant care a devenit Sistemul Solar. Masa centrală a devenit atât de fierbinte și densă încât în cele din urmă s-a inițiat fuziunea nucleară în nucleul său. Se crede că aproape toate stelele se formează prin acest proces.
În prezent, Soarele fuzionează aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen în heliu în fiecare secundă, transformând 4 milioane de tone de materie în energie. Această energie, care poate dura între 10 000 și 170 000 de ani să scape din nucleul său, este sursa luminii și a căldurii Soarelui.
Când fuziunea hidrogenului din nucleu se va diminua până la punctul în care Soarele nu mai este în echilibru hidrostatic, nucleul său va suferi o creștere însemnată a densității și temperaturii în timp ce straturile sale exterioare se extind, transformând în cele din urmă Soarele într-o gigantă roșie. S-a calculat că Soarele va deveni suficient de mare pentru a încorpora orbitele actuale ale lui Mercur și Venus și va face Pământul de nelocuit – dar după aproximativ cinci miliarde de ani. După aceasta, își va revărsa straturile exterioare și va deveni un tip dens de stea în răcire cunoscută sub numele de pitică albă și nu va mai produce energie prin fuziune, dar va continua să strălucească și va elibera căldură din fuziunea sa anterioară.
Efectul enorm al Soarelui pe Pământ a fost recunoscut încă din timpurile preistorice, iar Soarele a fost considerat în unele culturi o zeitate.
Caracteristici generale Soarele este o stea cu secvență principală de tip G care cuprinde aproximativ 99,86 % din masa Sistemului Solar. Are o magnitudine absolută de +4,83, și se estimează că este o stea mai strălucitoare decât aproximativ 85 % din stelele din Calea Lactee, majoritatea fiind pitice roșii. Soarele este o stea de populație I sau o stea bogată în elemente grele.
Formarea Soarelui ar fi putut fi declanșată de unde de șoc de la una sau mai multe supernove din apropiere. Acest lucru este sugerat de o abundență mare de elemente grele în Sistemul Solar, cum ar fi aurul și uraniu, în raport cu abundența acestor elemente în stelele de Populație II, sărace în elemente grele. Elementele grele ar putea fi cel mai plauzibil produse prin reacții nucleare Reacția endotermice în timpul unei supernove sau prin transmutarea prin absorbție de neutroni în cadrul unei stele masive de a doua generație.
Soarele este de departe cel mai strălucitor obiect de pe cerul Pământului, cu o magnitudine aparentă de -26,74. Aceasta este de aproximativ 13 miliarde de ori mai strălucitoare decât următoarea stea ca strălucire, Sirius, care are o magnitudine aparentă de -1,46. O unitate astronomică (aproximativ 150 000 000 km) este definită ca distanța medie de la centrului Soarelui până la centrul Pământului, deși distanța variază pe măsură ce Pământul se deplasează de la periheliu în ianuarie la afeliu în iulie. La această distanță medie, lumina călătorește de la orizontul Soarelui la orizontul Pământului în aproximativ 8 minute și 19 secunde, în timp ce lumina din cele mai apropiate puncte ale Soarelui și Pământului durează cu aproximativ două secunde mai puțin. Energia acestei lumini solare susține aproape toată viața Comunitățile din izvoarele termale trăiesc atât de adânc sub mare încât nu au acces la lumina soarelui. Bacteriile folosesc în schimb compuși de sulf ca sursă de energie, prin chimiosinteză. de pe Pământ prin fotosinteză, și controlează clima și vremea Terrei.
Soarele nu are o graniță certă, cum au de exemplu planetele telurice, dar în straturile sale exterioare, densitatea gazului scade exponențial pe măsură ce crește distanța de centrul său. Pentru a putea fi măsurat, raza Soarelui este considerată a fi distanța de la centrul său până la marginea fotosferei, suprafața vizibilă aparentă a Soarelui. Prin această măsură, Soarele este o sferă aproape perfectă, cu o aplatizare estimată la aproximativ 9/1000000, ceea ce înseamnă că diametrul său polar diferă de cel ecuatorial cu doar 10 kilometri. Efectul mareic al planetelor este slab și nu afectează în mod semnificativ forma Soarelui. Deoarece Soarele este format dintr-o plasmă care nu este un solid, diversele sale părți se pot roti cu viteze diferite; acest comportament este cunoscut sub numele de rotație diferențială. Într-un cadru de referință definit de stele, perioada de rotație este de aproximativ 25,6 zile la ecuator și 33,5 zile la poli. Cu toate acestea, datorită schimbării constante a punctului de observare a Pământului, pe măsură ce orbitează în jurul Soarelui, rotația aparentă a Soarelui la ecuatorul său este de 28 de zile.
Interiorul Soarelui nu este direct observabil, iar Soarele însuși este opac radiațiilor electromagnetice. Cu toate acestea - la fel cum seismologia folosește undele generate de cutremure pentru a studia structura internă a Pământului - helioseismologia folosește undele de presiune (infrasunete) care trec prin interiorul Soarelui pentru a studia și vizualiza structura internă a stelei.Phillips 1995, p. 58–67. Modelarea computațională este de asemenea folosită ca instrument pentru a testa compatibilitatea modelelor teoretice ale straturilor sale mai profunde cu observațiile.
Structură Nucleu
Se crede că nucleul Soarelui se extinde de la centru până la aproximativ 20–25 % din raza solară. Are o densitate de până la 150 g/cm3 (de aproximativ 150 de ori mai mare decât densitatea apei) și o temperatură de aproximativ 15 milioane de grade Kelvin. În schimb, temperatura suprafeței Soarelui este de aproximativ 5.800 K. Analiza recentă a datelor misiunii SOHO favorizează o viteză de rotație mai rapidă în nucleu decât în zona de radiație de deasupra. De-a lungul vieții Soarelui, energia a fost produsă prin fuziunea nucleară în regiunea de bază printr-o serie de reacții nucleare numite lanțul p-p (proton-proton); acest proces transformă hidrogenul în heliu. Doar 0,8 % din energia generată de Soare provine dintr-o altă secvență de reacții de fuziune numită ciclul CNO, deși se preconizează că această proporție va crește pe măsură ce Soarele va îmbătrâni.
Nucleul este singura regiune din Soare care produce o cantitate apreciabilă de energie termică prin fuziune; 99 % din putere este generată în 24 % din raza Soarelui, iar la o distanță de 30 % față de centru, fuziunea s-a oprit aproape în întregime. Restul stelei este încălzit prin căldură transferată din nucleu către exterior.
Soarele emite 384,6 yottawați (3,846 × 1026 W) energie, ceea ce corespunde la 9,192 × 1010 megatone TNT pe secundă. Această energie este echivalentă cu 4,26 milioane tone.
Rata de fuziune în nucleu este într-o stare de echilibru: o rată ușor mai mare de fuziune ar determina nucleul să se încălzească mai mult și să se extindă ușor în ciuda presiunii straturilor exterioare, iar acest lucru ar reduce rata de fuziune, corectând perturbarea; iar rată ușor mai mică ar face ca nucleul să se răcească și să se contracte ușor, care ar duce la creșterea ratei de fuziune și revenirea la viteza actuală.
Zona radiativă
În straturile aflate la mai mult de 25 % din raza solară plecând din centrul Soarelui, practic nu există o transformare nucleară a elementelor și generarea de căldură, ci doar conducerea căldurii din nucleu, motiv pentru care se utilizează termenul înveliș în raport cu aceste straturi. Materia solară este suficient de fierbinte și densă pentru a permite transferul de căldură din centru spre exterior prin radiații termice.
Convecția termică nu are loc în această zonă; deși temperatura din această zonă scade pe măsură ce distanța de nucleu crește (de la aproximativ 7 000 000 K la 2 000 000 K), gradientul de temperatură este mai mic decât gradientul adiabatic plasmatic, nepermițând apariția convecției. Transferul de energie are loc prin interacțiunea radiațiilor de căldură cu particulele care formează plasma; ionii de hidrogen și heliu emit fotoni care parcurg doar o scurtă distanță înainte de a fi reabsorbiți de alți ioni. În zona radială, densitatea scade de 100 de ori, de la 20 g/cm3 la 0,2 g/cm3.
Tahoclina Zona radiativă și zona convectivă sunt separate printr-un strat de tranziție numit tahoclină. Aceasta este o regiune în care mișcarea de rotație generală a Soarelui (rotație diferențială datorită naturii gazoase) și convecție produc un câmp de viteze care forțează plasma să se scurgă printre liniile de forță ale câmpului magnetic local. Acestă trecere între cele două regimuri distincte de rotație este destul de bruscă și se produce la baza zonei convective. Estimarea grosimii acestui strat variază între 0,016–0,038 raze solare.
În prezent, se consideră ipoteza că un dinam magnetic din acest strat generează câmpul magnetic al Soarelui.
Zona convectivă
Zona de convecție a Soarelui se extinde de la 0,7 raze solare (500 000 km) până aproape de suprafață. În acest strat, plasma solară nu este suficient de densă sau suficient de caldă pentru a transfera energia termică a interiorului spre exterior prin radiații - cu alte cuvinte, nu este suficient de opacă. În schimb, densitatea plasmei este suficient de mică pentru a permite curenților convectivi să dezvolte și să mute energia Soarelui în exterior spre suprafața sa. Materialul încălzit în tahoclină ridică căldura pe care nu o poate radia către straturile superioare, se extinde, ceea ce-i reduce densitatea și îi permite să crească. Ca urmare, se dezvoltă o mișcare ordonată a masei în celulele termice care transportă cea mai mare parte a căldurii spre exterior, până la fotosferă. Când materia se răcește difuziv și radiat chiar sub suprafața fotosferică, densitatea acesteia crește și se scufundă până la baza zonei de convecție, unde din nou ridică căldură din partea de sus a zonei radiative și ciclul convectiv se repetă. În fotosferă, temperatura scade la 5700 K și densitatea la 0,2 g/m3 (aproximativ 1/6000 densitate de aer la nivelul mării).
Coloanele de materie fierbinte care se ridică în zona de convecție formează o urmă pe suprafața Soarelui, oferindu-i un aspect granular numit granulație solară la cea mai mică scară și supergranulație la scări mai mari.
Convecția turbulentă în acest strat exterior a interiorului solar creează o acțiune dinamică „la scară mică” care generează câmpuri magnetice locale cu propriii poli nordici și sudici împrăștiați pe întreaga suprafață a Soarelui. Coloanele de materie fierbinte ale Soarelui sunt celule Bénard și iau forma prismelor hexagonale.
Fotosfera