RESS – C1

Transcriere

1 C1: Soarele Soarele Energia primită de pământ de la Soare a avut o importanţă deosebită în apariţia vieţii. Lumina Soarelui a remaniat atmosfera primitivă a pământului sărăcind-o de dioxid de carbon şi îmbogăţind-o în oxigen. Prin fotosinteză, plantele contribuie la menţinerea concentraţiei de oxigen în atmosferă. Fără ezitare putem afirma că lumina solară şi plantele menţin viaţa pe pământ în forma ei actuală. Mitologie Locul şi măreţia soarelui în activitatea terestră, sub toate formele sale, i-a conferit de-a lungul timpului statut de obiect venerat. Egiptenii antici aveau o concepţie asupra lumii care plasa soarele în centrul universului. Ei adorau soarele ca pe cel mai presus zeu al lor, Ra, despre care afirmau că a fost creatorul lumii. Aztecii şi celelalte popoare din America Centrală au observat sistematic cerul şi puteau să prevadă eclipsele solare şi lunare, ciclurile planetei Venus, mişcarea aparentă a constelaţiilor şi alte evenimente cereşti. Calendarul lor a fost finisat în urma observării mişcării Soarelui într-o lungă perioadă de timp. In figura alăturată este prezentată o fotografie a Pietrei Soarelui, un calendar de piatră de 24 tone, 358 cm in diametru, creat de azteci. Faţa din centru îl reprezintă probabil pe Tonatiuh, Zeul Soarelui. Monolitul este expus la National Museum of Anthropology and History, Mexico City. 1

2 În Peru, pe înălţimile Munţilor Anzi, La Machu Picchu, când soarele răsărea printr-o fereastră specială a unei clădiri numite Torreon (construită în jurul anului 1500) incaşii ştiau că începe sezonul secetos (solstiţiul de iarnă în emisfera sudică). Şi triburile de indieni americani au observat mişcarea soarelui şi au creat desene şi aranjamente de roci cu ajutorul cărora prevedeau anotimpurile. Conform credinţelor străvechi, familia regală japoneză este descendenta zeiţei soarelui, Amaterasu; drapelul naţional al Japoniei simbolizează discul soarelui. Stiinţa Din punct de vedere stiintific Soarele defineste relaţia dimensională dintre noi şi Univers, fiind studiat de mii de ani. Primele încercări de înţelegere a Soarelui le-au făcut chinezii cu mai mult de 2000 de ani î.hr., reuşind chiar să prezică eclipsele solare (de exemplu, eclipsa care a avut loc în timpul împăratului Zhong Kang 2084 î.hr.). In stiinţa europeană timpurie, studii despre Soare se găsec în scrierile lui Aristotel (secolul III î.hr.) care considera că Pământul se află în centrul Universului. Ptolemeu (secolul II) a formulat teoria geocentrică conform căruia Pământul se află în centrul sistemului solar iar planetele şi Soarele se rotesc în jurul acestuia, concepţie general acceptată de-a lungul Evului Mediu. Nicolaus Copernicus (secolul XVI), părintele astronomiei moderne, este primul care a afirmat că Soarele se află în centrul sistemului solar. Galileo Galilei (secolul XVII) a susţinut teoria heliocentrică şi a fost primul om de ştiinţă care a observat sistematic Soarele. În mod corect a identificat petele solare şi a determinat cu ajutorul acestora rotaţia Soarelui 2

3 La sfarşitul anilor 1600 Sir Isaac Newton a ajuns la concluzia că stelele luminează ca şi Soarele doar că sunt foarte îndepărtate de noi. In general se consideră că epoca modernă în studierea Soarelui începe cu studiile lui Newton. Au urmat o serie de descoperiri care au condus la o înţelegere mult mai bună a proceselor fizice care au loc în Soare: William Herschel (1780) a descoperit radiaţia infraroşie; Heinrich Schwabe (1843) a determinat ciclicitatea petelor solare; Robert Bunsen (1860) a inventat spectrometrul, folosit apoi pentru determinarea compoziţiei chimice a Soarelui ; Albert Einstein (1920) a recunoscut natura corpusculară a luminii; In prima jumătate a secolului XX astronomul american G.E. Hale, un asiduu cercetător al Soarelui, descoperă că petele solare sunt mai reci decât suprafaţa solară înconjurătoare şi din acest motiv sunt mai închise la culoare. Tot el a descoperit fenomenul de inversare a polarităţii câmpului magnetic solar o dată la 11 ani. Dezvoltarea ulterioară a instrumentelor de observare a condus la creerea unei imense baze de date rezultate din monitorizarea continuă a Soarelui. Incepând cu anii 1960, datele rezultate din măsurători terestre au fost completate cu informaţii furnizate de sateliţi. În 1991 Japonia a lansat sonda Yohkoh (rază de Soare) care a studiat erupţiile solare în raze X. În 2001 din cauza eclipsei de Soare sonda a pierdut aliniamentul cu acesta. Yohkoh a determinat că există mai multe tipuri de erupţii şi a observat cum coroana solară este mult mai activă decât se bănuia. Una dintre cele mai de succes misiuni de observare a Soarelui este SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). SOHO este o misiune a agenţiilor spaţiale NASA şi ESA şi majoritatea imaginilor cu Soarele din ultimii ani au fost colectate în acestă misiune. Sonda a fost lansată în decembrie 1995 şi funcţionează şi în prezent. Are la bord 10 instrumente. Cu acestea se poate observa aproape orice aspect al Soarelui, din domeniul vizibil până în raze X. Sonda SOHO se află la km depărtare de Terra. In imagine este sonda SOHO ( 3

4 Un alt satelit functional în prezent este TRACE (Transition Region and Coronal Explorer), lansat în aprilie TRACE poate lua imagini ale Soarelui în mai multe lungimi de undă, printre care ultraviolet. Pe 26 octombrie 2006 a fost lansată misiunea STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory). Este vorba de două sonde spaţiale identice, ce au misiunea de a observa Soarele din doua locuri diferite din spaţiu. Astfel Soarele este studiat în 3D. Pe 21 ianuarie 2009 sondele erau separate cu 90 de grade. Pe 6 februarie 2011 separaţia a atins 180 de grade. Structura Soarelui Soarele are masa de , adică este de ori mai mare decât a Pământului şi conţine 99.86% din masa sistemului solar. Este alcătuit din 78% hidrogen, 20% heliu şi 2% alte elemente. Energia totală radiată de soare este W/m 2 sr, echivalentul a 100 miliarde de tone TNT pe secundă. Structura Soarelui 4

5 Din punct de vedere structural Soarele prezintă şase regiuni distincte: Regiune Temperatura [K] Densitate [kg/m 3 ] Interior Nucleu Zona radiativă Zona convectivă Atmosferă Fotosfera Cromosfera Coroana solară Nucleul Soarelui. Este un reactor nuclear gigant care se extinde până la un sfert din dimensiunea razei solare. El este de aproximativ 10 ori mai dens decât aurul şi are o temperatură suficient de ridicată pentru a susţine reaţii nucleare. Reacţiile au loc în trei etape: 1. Prima etapă implică fuziunea a doi protoni în deuteriu cu eliberarea a doi fotoni şi a unui neutrino H + 1H 1D MeV 2. In etapa a doua deuteriul produs poate fuziona cu un alt proton rezultând un izotop al heliului şi un foton: D + 1H 2He MeV 3. In etapa a treia două nuclee de heliu fuzionează generând 4 2He stabil şi eliberând doi protoni, după care ciclul de fuziune reîncepe He + He He + 2 H MeV In miez drumul liber mediu al fotonilor este de ordinul centrimetrilor; ca urmare fotonii au nevoie de un timp enorm de lung (aprox ani) pentru a ajunge la suprafaţă. Zona radiativă. Se întinde până la aproximativ 0.7 din raza Soarelui. Este regiunea unde transmiterea energiei spre exterior are loc prin radiaţie. Cu toate că fotonii circulă cu viteza luminii, din cauza multelor cioniri cu materia înconjurătoare foarte densă, ei traversează această regiune în aproximativ un milion de ani. Zona convectivă. Se întinde aproape până la dimensiunea razei solare. În această regiune transportul energiei pînă în atmosfera solară se face prin convecţie. La baza stratului de 5

6 convecţie temperatura este de aproximativ K, temperatură suficient de scăzută pentru ca ionii grei (carbon, azot, oxigen, calciu şi fier) să-şi păstreze o parte din electroni şi astfel mediul să fie mai opac, ceea ce înseamnă că radiaţia va trece mai greu de acest strat. Acestă capcană pentru fotoni generează căldură şi fluidul plasmatic devine instabil, fierbe. Mişcarea convectivă care se generează poartă rapid căldura spre suprafaţă, plasma răcindu-se în apropierea suprafeţei. La suprafaţa vizibilă a Soarelui temperatura este de 5700 K. Fotosfera. Este partea din Soare pe care o vedem în mod obişnuit. Cea mai mare parte din energia pe care o primim de la Soare este emisă de fotosferă, deşi este una dintre cele mai reci regiuni ale Soarelui. Fotosfera este stratul cel mai adânc al atmosferei solare cu o grosime de numai numai 500 km. Temperatura descreşte constant cu altitudinea, de la 6400 K la 4500K la interfaţa cu cromosfera. Privită cu atenţie prin telescop fotosfera nu apare ca o suprafaţă perfect strălucitoare, ci ca un mozaic format din piese mici de forme diferite, cu dimensiuni între 200 şi 2000 km. Durata de viaţă a fiecărei celule de mozaic este de 5-10 minute, aşadar avem de-a face cu un mozaic în continuă schimbare. Granulaţia solară, cum se numeşte această reţea de celule luminoase ale fotosferei, este o manifestare a zonei convective. Petele solare reprezintă fenomenul cel mai important care are loc în fotosferă. Petele solare sunt formaţiuni în continuă evoluţie. Petele apar în urma unei erupţii neregulate, apoi se rotunjesc, fiind înconjurate de penumbră. Au diametrul între km. Formarea petelor este atribuită unor fenomene legate de câmpurile magnetice şi rotaţia Soarelui. Petele dispar după cca. trei săptămâni terestre. Fenomenul cel mai important este periodicitatea de aproximativ 11 ani a numărului petelor. Cromosfera. Plasată deasupra fotosferei, este al doilea strat din atmosfera Soarelui. Cromosfera are o grosime de cca km şi o temperatură care creşte spre exterior, de la K la K. Structura cromosferei este eterogenă: între petele unor grupuri apar scânteieri luminoase de scurtă durată, numite erupţii cromosferice, regiuni de nori albi numiţi floculi (care sunt nori din calciu). Spre marginea discului solar apar nişte limbi de flăcări ce ies din cromosferă, numite protuberanţe. Cromosfera apare ca un cerc roşu în jurul Soarelui eclipsat. Cu ajutorul filtrelor monocromatice, cromosfera poate fi observată pe întrg discul solar şi este continuu urmărită prin staţiile solare plasate pe tot globul terestru. Culoarea roşie se datorează emisiei intense a cromosferei în linia alpha a 6

7 hidrogenului. Din studiul spectrului cromosferei la înălţimi diferite faţă de marginea Soarelui s-a obţinut profilul temperaturii şi densitatea acesteia, care scade mult cu înălţimea. Coroana solară este stratul exterior al atmosferei solare având o extindere de sute de mii de kilometri. Structura sa este foarte complicată şi atinge o temperatură de ordinul unui milion de grade. Coroana solară produce undele radio solare cu lungimi de undă de ordinul metrilor. În timpul maximului de pete coroana solară este bogată şi răspândită uniform. Ea se reduce în timpul minimului de pete, în regiunea ecuatorului apar alungiri, iar la poli doar câteva fire scurte. Coroana solară poate fi observată în timpul eclipselor de soare. Radiaţia solară Suprafaţa radiativă a Soarelui (fotosfera) are o temperatură medie de aproximativ 5800 K. Majoritatea radiaţiei electromagnetice emisă de suprafaţa Soarelui este în banda vizibilă, centrată pe lungimea de undă de 550 nm. Soarele de asemenea emite o cantitate semnificativă de energie în benzile ultraviolet si infraroşu şi o foarte mică cantitate de energie in benzile radio, microunde, X şi gamma. Radiaţia emisă de Soare are nevoie de 8 minute pentru ca să ajungă pe Pământ. Mai jos sunt câteva imagini ale Soarelui luate în diferite benzi spectrale. Spectrul vizibil (VIS). Lumina albă constă dintr-un amestec de fotoni cu lungimi de undă cuprinse între 400 şi 750 nm. Când lumina provenită de la Soare traversează o prismă este descompusă în fascicole monocromatice. Radiaţia ultravioletă (UV) nu este detectată de ochiul uman. Este o radiaţie cu lungimi de undă mai scurte decât cele ale radiaţiei din domeniul vizibil. Majoritatea fotonilor UV de lungimi de undă foarte scurte sunt absorbiţi de stratul de ozon din stratosferă. 7

8 Radiaţia infraroşie (IR), cunoscută şi cu numele de radiaţie termică. Lungimea de undă în domeniul IR este mai mare decât în vizibil. O mare parte din radiaţia IR este absorbită de atmosfera Pamântului. Una dintre cauzele încălzirii globale o reprezintă tocmai această opacitate a atmosferei Pământului la radiaţia IR. Unde radio. Imaginea alăturată reprezintă Soarele la 330 Mhz Pentru a realiza imaginea fluxul de unde radio emis de suprafaţa Soarelui este transformat într-o pseudo imagine color. Rezoluţia scăzută a imagii se datorează lungimii de undă mari a radiaţiei. Radiaţia X. Spoturile strălucitoare din imagine reprezintă regiuni din suprafaţa Soarelui cu emisie intensă de radiaţie X. Regiunile luminose sunt regiuni în care exploziile solare sunt active, acestea fiind responsabile şi pentru emisia intensă de particule. Figura 1. Ilustrare a scăderii densităţii fluxului de energie solară cu pătratul distanţei, relaţia (1). Înainte de ajunge la planete fluxul de energie emis de Soare se diminuează cu pătratul distanţei faţă de sursă. Radiaţia emisă de unitatea de suprafaţă a Soarelui în unitatea de timp este dată de legea Stefan-Boltzmann, GS 4 = T. Inmulţind cu suprafaţa totală a 8

9 Soarelui 2 4 RS aflăm fluxul total emis de Soare. La distanţa D de centrul Soarelui fluxul de energie emis se distribuie pe o suprafaţă mult mai mare din conservarea energiei faţă de centrul soarelui se poate scrie: 2 2 S S D 2 4 D (Figura 1). Ca urmare, G 4 R = G 4 D densitatea fluxului solar la distanţa D G D 2 RS = G 2 S (1) D În primă aproximaţie, densitatea fluxului de energie solară la limita superioară a atmosferei planetelor din sistemul solar este prezentată în Tabelul 1. Tabelul 1. Planeta Periheliu Afeliu (AU) Densitatea fluxului solar (W/m²) maximă şi minimă Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun Raza ecuatorială a Soarelui este RS = km iar distranţa medie de la Pământ la Soare este DPS = km. Temperatura fotosferei este de TS = 5778 K. Ca urmare, densitatea medie a fluxului de energie solară la limita superioară a atmosferei terrestre este: G G S P = T = Wm K 5778 K = Wm S R km = = Wm = Wm D km S G 2 s PS

10 Cum vedem Soarele de pe planetele din sistem Soarele străluceşte diferit pe planetele din sistem datorită compoziţiei particulare a atmosferei fiecăreia. De exemplu, atmosfera densă a planetei Venus reflectă mai mult de 60% din lumina solară incidentă. Iluminarea estimată la suprafaţa planetei este de aproximativ lx, comparabilă cu cea la suprafaţa Pământului într-o zi cu cer acoperit. De pe Saturn, deşi e mai departe, Soarele se vede mai strălucitor decât de pe Pământ. Pe Marte Soarele străluceşte aproape la fel ca pe Pământ. Aşa cum se vede în imaginile transmise de sondele Spirit şi Oportunity, cerul planetei este suficient de luminos, astfel încât umbrele să nu fie complet întunecate. Pentru a vedea Soarele opac precum Luna plină, este nevoie să ne depărtăm de Soare la o distanţă de 500 AU (aproximativ 69 ore-lumină). Spectrul radiaţiei solare De foarte multe ori Soarele este aproximat ca fiind o sursă punctuală de radiaţie. În această aproximaţie un fascicul aproape paralel de raze este incident pe suprafaţa superioară a atmosferei Pământului. Acest fascicul este denumit generic radiaţie solară extraterestră (extraterrestrial radiation -ETR). ETR variază cu aproximativ 6.9% în timpul unui an (de la 1412 Wm -2 în ianuarie la 1321 Wm -2 în iulie) datorită variaţiei distanţei Pământ Soare. In Figura 2 este reprezentată distribuţia spectrală a ETR la distanţa medie Pământ Soare. Graficul este reprezentat la rezoluţie scăzută cu datele disponibile online la adresa: De asemenea, în Figura 2 sunt reprezentate şi alte spectre de referinţă. Integrarea după lungimea de undă a spectrului solar extraterrestru defineşte constanta solară GSC. Astfel, constanta solară reprezintă densitatea fluxului de energie solară incident pe o suprafaţă unitară perpendiculară pe direcţia razelor, la distanţa medie Pământ-Soare. Dar, aşa cum 10

11 se vede în Figura 3 radiaţia emisă de soare nu este o constantă, ci variază atât pe perioade scurte cât şi pe perioade mai lungi. Pe termen lung există o variaţie de aproximativ 1Wm -2 în jurul valorii medii în timpul unui ciclu solar. Având la bază datele colectate timp de 25 de ani din observaţii terrestre şi din spaţiu, cea mai bună estimare a constantei solare 1 este GSC = Wm -2. Figura 2. Spectrul radiaţiei solare extraterrestre (ETS) şi spectrul solar standard AM1.5G. O detaliere a spectrului UV este prezentată în fereastra interioară. G este densitatea fluxului solar extraterrestru, este lungimea de undă a radiaţiei şi AM1.5G reprezintă spectrul standard Air Mass 1.5 Global. Figura 3. Densitatea fluxului solar la limita superioară a atmosferi Pământului măsurat de şase radiometre spaţiale indepndente în perioada Se observă că puterea emisă de Soare variză cu 0.1%, cu o periodicitate de 11 ani tereştri. Variaţiile temporare (câteva zile) a puterii emise (până la 0.3%) se datorează apariţiei unor aglomerări mai extinse de pete solare. Sursa: SOHO (NASA). 1 C. A. Gueymard, The sun s total and spectral irradiance for solar energy application and solar radiation models, Solar Energy, 76, ,

12 Când ETR traversează atmosfera Pământului distribuţia sa spectrală este modificată de către procesele de absorbţie şi împrăştiere. In timp ce procesul de împrăştiere este continuu în funcţie de lungimea de undă, gazele din atmosferă absorb selectiv radiaţia solară. Radiaţia X şi ultravioletă ( 200 nm) este absorbită în atmosferă de moleculele de oxigen, ozon şi dioxid de azot. Majoritatea radiaţiei solare ultraviolete cu lungimea de undă între 200 şi 300 nm este absorbită de moleculele de ozon din stratosferă. Radiaţia solară infraroşie este parţial absorbită de moleculele de dioxid de carbon, ozon şi vapori de apă. Aproximativ 30% din radiaţia solară din spectrul vizibil este reflectată de către atmosfera pământului înapoi în spaţiu. Efectele complexe pe care le suferă ETR la traversarea atmosferei pământului sunt ilustrate în Figura 2, în care este reprezentat spectrul standard AM1.5G definit de Commision Internationale de l Eclairage (CIE) şi American Society for Testing and Materials (ASTM) pentru a fi utilizat în aplicaţii fotovoltaice. In standardul AM 1.5G radiaţia solară este incidentă pe o suprafaţă orientată spre sud şi înclinată cu 37 cănd unghiul zenital este de Dacă masa atmosferică (AM) este aproximată de inversul sinusului de înălţare a soarelui pe cer, atunci 1/ cos(48 19') = 1.5. De aici, acronimul AM1.5. BIBLIOGRAFIE Paulescu M, Paulescu E, Gravila P, Badescu V. Weather Modeling and Forecasting of PV Systems Operations, Springer, Berlin, 2013 (Ch.2 Solar Radiation Measurements). Dermott J Mullan. Physics of the Sun: A first course, CRC Press, 2009 (Ch 1: Global parameters of the Sun; Ch 2: Radiation flow through the Solar Atmosphere) 12