Planetele si asteroizii Istoria sistemului solar Dimensiunile sistemului solar

1. IMPERIUL SOARELUI Din cuprins... • Planetele si asteroizii • Istoria sistemului solar • Dimensiunile sistemului solar • Formarea sistemului solar • Viitorul sistemului solar • Soarele,aspecte generale • Fotosfera • Cromosfera • Activitatea solara ciclica • Petele solare • Facule si protuberante • Eruptiile solare • Regiunea activa (centrul de activitate) • Spicule cromosferice • Formatiuni coronale • Protuberante • Structura protuberantelor • Ejectii coronale de masa • Gauri coronale • Incalzirea coroanei IMAGINI • REALIZATORI

2. Planetele si asteroizii Principalele corpuri ale sistemului solar sunt cele care,asemenea Pământului, se învârtesc în jurul Soarelui şi reflectă lumina acestuia; ele se numesc planete. De la cea mai apropiată de Soare, până la cea mai îndepărtată, cele nouă planete sunt: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun şi Pluto. Cinci dintre acestea pot fi urmărite pe cer cu ochiul liber şi, din acest motiv, au fost observate încă din Antichitate, pe timpul verii: Mercur, Venus, Marte, Jupiter şi Saturn. Celor nouă planete principale li se adaugă o multitudine de planete mici, numite asteroizi (planete mici ale cărordimensiuni nu depăşesc câteva sute de km), majoritatea concentrate între orbitele (traiectorii, deforma unei curbe închise, descrise de corpuri în spaţiu în jurul altor corpuri cereşti cu o masă mai mare) lui Marte şi Jupiter. Diametrul celui mai mare asteroid, Ceres, este de aproximativ 1000 km. Diametrul celui mai mic nu depăşeşte câteva sute de metri. Soarele (steaua în jurul căreia se învârtesc Pământul şi celălalte planete ale sistemului solar) exercită asupra planetelor o atracţie puternică pentru că este de aproape 1000 de ori mai greu decât toate planetele la un loc.a

3. Dimensiunile sistemului solar Planetele sunt repartizate in jurul Soarelui într-o zonă cu o formă de disc, cu o rază de aproximativ 6 miliarde de km, pe care lumina Soarelui o străbate în şase ore. Chiar dacă poate părea întins, la scara Universului, adică a întregii lumi, sistemul solar este cu adevărat minuscul. Să presupunem că am reduce Soarele la dimensiunea unei portocale: la această scară, Pluto nu ar fi decât o gămălie de ac care s-ar învârti la o distanţaţă de 400 m de portocală, iar steaua (astru gazos foate cald, care produce şi emite lumină) cea mai apropiată de Soare s-ar situa la 3000 km de portocală!

4. Istoria sistemului solar • Prin studierea planetelor şi a stelelor, astronomii au putut să reconstituie istoria sistemului solar şi să prevadă viitorul acestuia. • Formarea sistemului solar • Soarele s-a format dintr-un imens nor de gaz şi pulberi. Din motive încă puţin cunoscute, poate în urma perturbaţiei create de explozia unei stele mari, situate destul de aproape, acest nor a început să se prăbuşească sub propria sa greutate şi să se învârtească pe loc. Puţin câte puţin, a luat forma unui disc mai dens şi mai cald în centru decât spre periferie. Apoi, în centrul discului, materia a devenit suficient de densă şi de caldă ca Soarele să înceapă să strălucească: aceasta s-a petrecut în urmă cu 4,6 miliarde de ani. În imensul nor de gaz şi pulberi, particule solide s-au aglomerat în mod progresiv, pe parcursul a mai puţin de 100 de milioane de ani, pentru a forma planetele. În apropierea Soarelui, unde era mai cald, planetele s-au născut din aglomerarea unor blocuri de rocă. Astfel s-au format Mercur, Venus, Pământul şi Marte. În regiunile periferice, mai reci, centrul planetelor mari s-a format din roci amestecate cu gheaţă. Acestea au atras apoi mari cantităţi de gaz emanat de norul din care proveneau. Este cazul lui Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun.

5. Viitorul sistemului solar Sistemul solar este menit să dispară. De fapt, de când Soarele a început să strălucească, energia sa (lumina şi căldura) rezultă din reacţiile nucleare care transformă hidrogenul într-un gaz ceva mai greu, heliu. Dar, în mai puţin de 5 miliarde de ani, tot hidrogenul aflat în centrul său va dispărea. Noi fenomene se vor declanşa şi Soarele va creşte în dimensiuni: se va transforma într-o stea gigantică roşie. Pământul va deveni atunci un adevărat cuptor: temperatura de la suprafaţă va atinge în jur de 2000o C şidin această cauză rocile se vor transforma în lavă lierbinte! Cu mult înainte de aceasta, oceanele vor fi secat şi întrega viaţă va fi dispărut. După ultimele tresăriri, Soarele va înceta să mai crească. Materia lui se va contracta pentru a da naştere unei stele mici, de dimensiunea Pămăntului, dar cu o densitate deosebită; o pitică albă, care se va stinge treptat, lăsînd sistemul solar în frig şi în întuneric.

6. Aspecte generale Soarele, steaua principală a sistemului nostru planetar, cea mai apropiată de Pământ este totodată sursa multiplelor forme de energie de pe planeta noastră. Soarele ne aduce lumină şi căldură, energia sa staţionară asigură toate formele de viaţă de pe planeta noastră şi provine de la reacţiile termonucleare produse în regiunea sa centrală , unde la temperaturi de peste 15 milioane de grade are loc fuziunea a patru atomi de hidrogen într-unul de heliu, deci 4 atomi de hidrogen = 6,693 × 10-27 kg 1 atom de heliu = 6,645 × 10-27 kg diferenţa de masă = 0,048 × 10-27 kg Această masă se transformă în energie, în conformitate cu legea E = mc2, astfel încât E = 0,048 × 10-27 ( 3 × 108 m/s )2 = 0,43 × 1011 jouli sau 4,3 × 1017 ergi. În Soare se produc aproximativ 1038 reacţii de acest gen, transformând în fiecare secundă 5 milioane tone de masă în energie. Cantitatea de energie produsă în interiorul Soarelui prin reacţii termonucleare în mod continuu este transportată către suprafaţă prin radiaţie, fotonii fiind absorbiţi şi reemişi permanent din ce în ce mai sus, pana ajungand la suprafata. Fotonii strabat acest drum in felul acesta intr-un interval de un milion de ani. In fiecare moment presiunea gazului din interior este contra balansata de forta gravitationala, in asa fel incat exista un echilibru hidrostatic, ceea ce imprimă o staţionaritate; aceasta face ca fluidul solar să nu se contracte sau să se extindă, ci să îşi păstreze forma sferică. Interiorul Soarelui ni-l putem imagina privind suprafaţa şi atmosfera sa. Atmosfera Soarelui este formată din trei straturi distincte: fotosfera, cromosfera şi coroana. În apropierea suprafeţei solare, într-un strat de câteva zecimi ale razei Soarelui, are loc o transformare a energiei termice în energie mecanică, formând curenţi convectivi de gaz, care în mişcarea lor de ridicare şi coborâre succesivă dau naştere unei reţele de celule (cu diametre de ordinul a 700 km) ca un mozaic, denumită granulaţie. Granulaţia a fost observată pentru prima dată în secolul al XIX-lea, de către sir W. Herschel, J. Nasmyth şi A. Secchi; prima fotografie a granulaţiei a fost obţinută în 1877, de P. J. Janssen. În condiţii de bună vizibilitate, pe o proiecţie a imagini solare în lumină integrală (domeniul vizibil) se distinge un model celular (ca o fiertură de orez), care acoperă întreaga suprafaţă solară, cu excepţia petelor. Elementele strălucitoare, granulele, apar pe un fond întunecat al spaţiilor intergranulare. Granulele strălucitoare sunt volume de gaz fierbinte, ce se ridică în mişcare ascendentă, iar materia intergranulară reprezintă gaz mai rece, în mişcare descendentă. Mişcarea materiei este dovedită şi de deplasările Doppler ale linilor spectrale. Imagine Continuare...

7. Granulaţia este un proces nestaţionar. Secvenţe de fotografii de bună rezoluţie obţinute în afara atmosferei terestre, permit studierea evoluţiei granulelor. O granulă apare ca o mică regiune de materie întunecată, ce începe să stălucească sau se formează din fragmente mici, stălucitoare, rămăşiţe ale unor granule ce s-au dezintegrat. După ce creşte în dimensiune până la aproximativ 1,5 - 1,94 secunde de arc în diametrul, în granulă se dezvoltă un mic nucleu întunecat, care ajunge să se unească cu materia intergranulară şi, în final, granula se divide în două sau mai multe fragmente, care, fie dispar în materia întunecată, fie încep să crească din nou pentru a forma o nouă granulă .Durata de viaţă a granulelor s-a determinat printr-o analiză de autocorelaţie, găsindu-se 6 minute, în medie; există însă granule care persistă mai mult de 8 minute. Pentru determinarea vitezelor granulelor este nevoie de observaţii spectrale de bună rezoluţie. Fără a intra în detalii, notăm că determinarea vitezelor este un proces foarte laborios, ce necesită o serie de corecţii aplicate materialului de observaţie. Şi în acest domeniu observaţiile la o eclipsă de Soare, parţială, şi-au dovedit utilitate: la eclipsa din 29 aprilie 1976 s-au determinat deplasări ascendente ale materiei în centrul unei granule, cu viteze de aproximativ 0,4 km/s urmate de o deplasare orizontală, spre exterior, cu 0,25 km/s şi, în final, o deplasare descendentă, abia perceptibilă, la limita granulei. O cercetare atentă a unor fotografii de foarte bună rezoluţie dezvăluie o anumită structurare a granulelor într-un model poligonal la scară mai mare, cu dimensiune medie de 10 secunde de arc – mezogranule .Conturul „poligoanelor” pare să fie trasat de granule „active”, cu o secvenţă mai rapidă de „reproducere”. Aceste granule par să contureze o reţea corelată cu distribuţia de strălucire fotosferică: modelul „mezogranular” este o reminiscenţă a celulelor convective. Sub influenţa câmpului magnetic şi a rotaţiei diferenţiale, granulele se structurează în regiuni de 30 000 km, cunoscute sub denumirea de supergranule, care fac legătura cu cromosfera; limitele supergranulelor coincid cu reţeaua de emisie cromosferică. Natura supergeranulaţiei poate fi înţeleasă observând fluctuaţiile de intensitate. La fel ca şi granulaţia sau mezogranulaţia, supergranulaţia este interpretată ca o dovadă a convecţiei, dar această „superstructură” are consecinţe directe în straturile superioare ale atmosferei solare. Pe de altă parte, modelul supergranular poate fi asociat cu recombinarea ionuluide heliu dublu ionizat, ce are loc la adâncimide aproximativ 30 000 km, dimensiune egală cu extensia orizontală a supergranulelor. <<< Precedenta

8. STRUCTURA SOARELUI <<< Precedenta

9. Fotosfera Fotosfera este suprafaţa vizibilă a Soarelui, un strat subţire, de numai 500 km grosime, cu o densitate de numai 0,1% din densitatea aerului la nivelul mării. De la fotosferă primim lumină şi căldură. Fotosfera este sediul petelor şi al faculelor solare, care apar ca urmare a interacţiunii între câmpul magnetic şi plasma solară. Câmpul magnetic Câmpul magnetic al Soarelui, descoperit în 1908 de către E. Hale folosind efectul Zeeman, inhibă mişcarea convectivă pe porţiuni mici la suprafaţa Soarelui în care apar petele întunecate. Câmpul magnetic îşi extinde buclele liniilor sale de forţăîn cromosferă, unde, prin declanşarea energiei înmagazinate prin intermediul său, dă naştere la erupţi. În acelaşi timp câmpul magnetic se extinde în coroană, unde, prin interacţiune cu plasma rarefiată din acest strat, produce protuberanţe şi participă la generarea întregii activităţi corale: curenţi, coifuri, găuri coronale şi ejecţii de masă, inclusiv vântul solar. Următoarele straturi din atmosfera solară au fost descoperite în timpul eclipselor totale de Soare, deoarece fiind formate din gaze mult mai rarefiate decât fotosfera sunt invadate de lumina sa puternică, ce le face invizibile. Când fotosfera este descoperită de discul lunar, în timpul eclipselor totale de Soare, aceste straturi devin vizibile cu ochiul liber.

10. Cromosfera • Cromosfera este stratul din atmosfera solară cu o grosime de aproximativ 10 000 km, este de 1000 de ori mai puţin strălucitoare decât fotosfera. În timpul eclipselor totale, înainte cu câteva secunde de cel de-al doilea contact şi după al treilea contact, cromosfera apare ca un cerc roşu, îngust, zimţat, ca o prerie în flăcări, cum plastic a fost caracterizat. Acest aspect zimţat este dat de prezenţa spiculelor, formaţiile de bază ale cromosferei, la fel cum sunt granulele pentru fotosferă, de care însă nu sunt legate decât prin intermediul celulelor uriaşe de supergranule. • O altă caracteristică importantă a cromosferei o constituie spectrul fulger, descoperit tot în timpul eclipselor totale de Soare. Dacă vom privi printr-un spectroscop în apropierea celui de-al doilea contact, vom constata că aproape toate liniile de absorbţie ale spectrului Fraunhofer se „transformă” brusc în linii de emisie. În emisie apar mai multe linii din seriile spectrale ale hidrogenului şi în plus se pot vedea liniile heliului neutru, care lipsesc în fotosferă. Se disting de fapt trei regiuni în cromosferă. Partea de jos a cromosferei, unde radiază şi liniile heliului neutru la temperatura de aproximativ • 10 000o K, în regiunea medie a cromosferei liniile hidrogenului încep să scadă în intensitate şi apar liniile heliului ionizat şi chiar liniile fierului şi titaniului ionizat, care necesită o temperatură mai înaltă de circa 20 000o K. În fine, la înaintarea sa peste discul solar Luna acoperă aproape toată cromosfera în aşa fel că mai rămân numai vârfurile spiculelor: acum vom vedea liniile mai puţin strălucitoare ale atomilor ionizaţi de calciu, fier, stronţiu pentru apariţia cărora este necesară o temperatură de 500 000o K. În timp ce temperatura creşte cu înălţimea, densitatea descreşte. • În fotosferă temperatura este de aproximativ 6 000o K, dar ea descreşte uşor la marginea fotosferei, ajungând la 4 000o K. În cromosferă temperatura ajunge repede la 10 000o K, crescând astfel până la 1 000 000o K la marginea inferioară a coroanei solare. Continuare...

11. Intuind importanţa cromosferei în zona de tranziţie şi dorind să cunoască mai multe despre ea din observaţii în afara eclipselor, astronomii au inventat spectroheliograful (instrument mai puţin cotmod pentru observaţii continue) şi apoi filtrul monocromatic, centrat pe linia Ha, cu o bandă de trecere mai mică de 0,1 nm. Cu acest de-al doilea instrument, cromosfera poate fi „monitorizată” permanent, o dată cu toate fenomenele activităţii solare care apar la acest nivel: spicule, eruptii, filamente (protuberanţe), facule. Granulaţia, supergranulaţia şi spiculele sunt legate de zona de convecţie subfotosferică şi interacţionează prin intemediul câmpului magnetic solar, prezentând oscilaţii cu o perioadă de circa 300 secunde, ca şi cum unde mecanice s-ar mişca prin plasma cromosferică. Ultimul strat al atmosferei solare, coroana, este vizibilă cu ochiul liber numai în faza de totalitate a unei eclipse totale solare între al doilea şi al treilea contact, când apare ca un halo alb-argintiu, extins în jurul discului întunecat al Lunii. Strălucirea sa, comparabilă cu cea a Lunii Pline, este de un milion de ori mai slabă decât strălucirea fotosferei. Fotografii de la unele eclipse au pus în evidenţă formaţiuni coronale care s-au extins pe o distanţă de 12 raze solare. Dincolo de 5 raze solare se extinde componenta F a coroanei, caracterizată printru-un spectru în care liniile Fraunhofer devin vizibile. Spectrul continuu din coroana solară este produs din lurmina fotosferică, difuzată pe electronii liberi din coroană, în timp ce componenta F a coroanei îşi datorează existenţa difuziei luimini solare pe particule de praf interplanetar şi face legătura cu lumina zodiacală. Coroana solară s-a dovedit a fi un puternic emiţător de radiaţie radio şi X, ceea ce a atras denumirile de componentă R şi X a coroanei solare. Forma coroanei solare şi toate fenomenele care au loc la nivelul său sunt legate de evoluţia câmpului magnetic solar în ciclul de activitate solară de 11 ani, după cum vom vedea în cele ce urmează. Întrebările la care se aşteaptă un răspuns din rezultatele cercetărilor viitoare ale eclipselor, şi nu numai, se referă la ‚mecanismele de încălzire a coroanei şi cele de accelerare a particulelor din vântul solar. <<< Precedenta

12. ACTIVITATEA SOLARĂ CICLICĂ • Aşa cum am văzut în secţiunea precedentă, Soarele, o stea staţionară furnizând continuu şi constant energia necesară tuturor formelor de viaţă de pe planeta noastră, poate fî considerat şi o stea variabilă, dacă urmărim fenomenele care au loc la suprafaţa şi în atmosfera sa. • Variabilitatea solară este reflectată de multitudinea de evenimente nestaţionare, care se petrec pe arii şi volume mai mult sau mai puţin extinse de pe suprafaţa şi în atmosfera sa. • Fotosfera este sediul granulaţiei, peteleor şi a facule1or în cromosferă se observă: spiculele, supergranulaţia şi erupţiile,în timp ce în coroană apar: protuberanţele, curenţii coronali, găurile coronale, petele polare. ejecţiile coronale de masă ca şi fluxul continuu de particule cunoscut sub denumirea de vânt solar. • Toate aceste fenomene, generate de interacţiunea plasmei solare cu câmpul magnetic, sub incidenţa rotaţiei diferenţiale, sunt intim 1egate între ele, se condiţionează reciproc, se produc după anumite legi şi sunt înglobate în ceea ce numim activitate salară. Cea mai importantă trăsătură a activităţii solare este periodicitatea sa, toate fenomenele sale producându-se în cicluri de aproximativ 11 ani. • Ciclicitatea activităţii solare a fost pusă în evidenţă pentru prima dată la mijlocul secolului trecut de către un astronom amator german, Heinrich Schwabe, care a constatat că numărul de pete solare variază în timp, creşte şi atinge un maxim la fiecare 10 -11 ani, apoi scade şi marchiează un minim cu aceeaşi perioadă. Astronomul elveţian Rudolf Wolf a stabilit durata medie a unui ciclu de activitate solară Ia 11 ani şi a fixat originea de numărare a ciclurilor de activitate în anul 1755. Astfel, eclipsa totală de Soare de la 11 august 1999 va avea loc la maximul ciclului solar cu numărul 23! • Conceptul de activitate solară include totalitatea fenomenelor tranzitorii din atmosfera solară. Modificările apărute la un moment dat în fotosfera solară de determină apariţia unor consecinţe în cromosferă şi coroană, astfel încât un număr de fenomene solare poate fi localizat în volume determinate de structura câmpului magnetic. Un astfel de complex de activitate este denumit centru activ sau regiune activă. În proiecţie pe discul solar o regiune activă înseamnă zona ocupată de un grup de pete solare, înconjurat de facule; deasupra acestei regiuni, în cromosferă se observă în lnia Ha faculele cromosferice, erupţii şi filamente (protuberanţe în proiecţie pe discul solar).

13. Petele solareapar pe discul solar, în fotosferă, ca zone întunecate, relativ reci (~ 4 000o K), cu intensitatea câmpului magnetic de aproximativ 2 000 - 3 000 gauşi. Petele solare au formă neregulată şi structura lor este diversă: de la mici „pori”, până la forme complicate cu ‚ ,,umbră” şi „penumbră”. De obicei apar în grupuri cu structură magnetică unipolară sau bipolară. Durata de viaţă a unei pete depinde de intensitatea sa magnetică şi poate varia de la câteva ore, la câteva zile sau chiar mai multe rotaţii solare (perioada de rotaţie a Soarelui este de 27,27 zile la latitudini medii). Numărul relativ de pete solare existente pe suprafaţa Soarelui variază în timp. cu o perioadă de aproximativ 11,02 ani. La începutul unui astfel de ciclu, petele apar la latitudini de plus /minus 40o K zona lor de apariţie se deplasează în cursul unui ciclu de 11 ani către ecuatorul solar, astfel că la maxim de ciclu se află la ±15o –20o, iar spre sfârşitul ciclului, la ±5o. Din punct de vedere magnetic, într-un grup de pete bipolar pata precedentă, în sensul rotaţiei solare, din fiecare emisferă, are pola- ritate inversă polului emisferei respective, iar în ciciul de 11 ani următor dispunerea polarităţilor în grupurile aceleiaşi emisfere se inversează. Se evideţiază astfel un ciclu magnetic de 22 ani al activităţii solare.

14. Faculelesunt regiuni strălucitoare care înconjoară petele, vizibile în fotosferă, dar şi în cromosfera de deasupra; apariţia lor este primul indiciu al apariţiei unui centru activ; au cea mai lungă durată de viată în centrul activ, astfel că ele dispar ultimele. Aria ocupată de facule este mai mare decât a petelor solare, iar câmpul magnetic este de ordinul sutelor de gauşi. Evoluţia lor în timp respectă acelaşi ciclu de aproximativ 11 ani. Protuberanţele solare sunt regiuni cu materie mai densă, foarte diverse ca fomă, în care materia ionizată din cromosfera superioară şi coroana este „confinată” de structura magnetică locală. Aceste structuri ce apar strălucitoare la marginea discului solar şi întunecate în proiecţie pe disc (filamente), au temperaturi de sute de ori mai mici şi densităţi de sute de ori mai mari decât plasma atmosferei ce le înconjoară. Protuberanţele sunt localizate între regiuni de polaritate magnetică opusă, interiorul unui centru activ, între centre active vecine sau de-a lungul unei graniţe sectoriale a câmpului magnetic solar general. Timpul lor de viaţă depinde de localizare, structurile magnetice vecine şi nivelul activităţii din centrul activ învecinat.

15. Erupţiile solare sunt fenomene explozive, deosebit de puternic ce apar în atmosfera solară superioară, deasupra grupurilor de pete, în regiuni de camp magnetic cu gradienţi mari şi structuri de linii neutre complicate; cuprind zone extinse, întinse din cromosfera superioară până departe în coroană în proiecţie pe disc aria implicată într-o erupţie poate atinge 108-109 km2. Energia degajată în timpul unei erupţii cuprinde: întreg spectrul electromagnetic de la radiaţii y până la unde radio metrice, poate atinge 1025 J şi se eliberează în intervale de timp de câteva minute. La aceasta se adaugă puterinice emisii corpusculare, cu energii în domeniul keV - MeV. Erupţiile au şi ele o comportare ciclică, dar maximul cic1ului lor de l l ani nu coincide cu cel al ciclului de pete. Ele apar în medie, mai mult de 5 în 24 ore la maximul de activitate solară, şi mai puţin de una pe zi la minim. Observarea erupţiilor solare s-a făcut mult timp numai în linia Ha din spectrul hidrogenului la 656,3 nm; după aria eruptivă vizibilă în această linie, s-a facut şi o clasificare a erupţiilor. Observaţiile efectuate continuu în radiaţie X de pe sateliţi artificiali (SMM, Hinotori, Yohkoh) au condus la introducerea unei noi clasificări, în funcţie de energia emisă în radiatii X moi.

16. Regiunea activă (centrul de activitate) se referă, în general, la proiecţia pe discul solar a unui volum imens din atmosfera solară, întins din fotosferă până în coroană, în care se desfăşoară într-o succesiune mai mult sau mai puţin regulată, un complex de fenomene ale activitătii solare. Astfel, „activitatea” într-un centru activ începe cu apariţia în fotosferă (la suprafaţa Soarelui) a regiunii faculare, ce se extinde până în cromosferă, urmată de apariţia primelor pete. În câteva zile, facula se măreşte, petele îşi complică structura morfologică şi magnetică, iar câmpul magnetic se extinde în cromosferă şi coroană. Apar protuberanţe asociate centrului activ şi, datorită gradienţilor mari de câmp magnetic, începe activitatea de erupţii. După aproximativ o rotaţie solară erupţiile dispar aproape complet, se simplifică structura petelor, se extinde zona faculară, petele dispar treptat şi câmpul magnetic se disipează. În coroană se dezvoltă filamente de mărimi considerabile, în deplasare lentă spre pol. În fine, după câteva rotaţii dispar şi ultimele facule. Nivelul activităţii solare se apreciază după anumiţi parametri, observaţi sau calculaţi, numiţi indici de activitate solară; aceştia reprezintă nişte mărimi ce caracterizează calitativ sau cantitativ anumite fenomene din atmosfera Soarelui. Astfel, putem delimita: a) indici de frecvenţă, ce caracterizează frecvenţa de apariţie a unor fenomene; aceştia prezintă o periodicitate de 11 ani şi au o distribuţie relativ uniformă pe discul solar, cu anumite concentraţii în latitudine; b) indici de importanţă, care dau informaţii despre complexitatea sau întinderea unui fenomen, prezentând o puternică lungă durată (~80 ani). După procedeul de determinare deosebim: a) indici de bază, măsuraţi direct din observaţii (numărul grupurilor de pete, aria petelor etc.); b) indici derivaţi(număr Wolf, indici de erupţii, indici de asimetrie). Indicii de activitate solară mai sunt clasificaţi în: Continuare...

17. a) indici standard-cei determinaţi conform unor metode standard în toate staţiile de observare a Soarelui şi publicaţii în buletine speciale; ei se caracterizează prin serii lungi şi uniforme; b)indici nestandard- indici introduşi de diverşi autori pentru scopuri precise; ei constituie serii neomogene şi aproape întotdeauna insuficient de lungi. Indicii de erupţii formează familia cea mai numeroasă de indici relativi la un anume fenomen, lucru firesc dacă avem în vedere natura spectaculară a erupţiilor şi multiplele lor conexiuni şi implicaţii in atmosfera solară, heliosferă, până departe în spaţiul periterestru. Subliniem că aceştia sunt indici de importanţă, derivaţi, nestandard. Majoritatea indicilor enumeraţi sunt utilizaţi pentru studiul ciclicităţii activităţii solare sau pentru analiza structurii unui ciclu de 11 ani Pentru teoria unui ciclu solar prezintă importanţă distribuţia pe discul solar a regiunilor active precum şi dinamica regiunilor active în cursul perioaei de 11 ani. Acest ciclu se manifestă în toate fenomenele detectate în atmosfera solară. Din studiul distribuţiei câmpurilor magnetice de suprafaţă s-a constatat că fluxul magnetic total creşte de la minim la maxim de 2-3 ori. Câmpul magnetic general al Soarelui îşi schimbă, de asemenea, polaritatea la aproximativ 11 ani, doar că această schimbare este decalată faţă de mersul general al unui ciclu de 11 ani; ea are loc la 1-2 ani după maximul petelor solare. Putem astfel considera că după 22 ani, din punct de vedere magnetic, Soarele prezintă aceeaşi structură de suprafaţă. Existenţa unei perioade de 22 ani a fost demonstrată şi de schimbarea de polaritate între zonele bipolare ale regiunilor active, la trecerea de la un ciclu de 11 ani la altul. Structura şi forma coroanei solare, dinamica şi extensia fenomenelor sale nestaţionare, variază de la o fază a ciclului la alta, aşa încât observarea acestora la diferite eclipse totale de Soare prezintă interes. La fel de importantă este dinamica cromosferei solare. <<< Precedenta

18. SPICULE CROMOSFERICE • La sfârşitul secolului al XX-lea structura atmosferei solare, aşa cum a rezultat ea din observaţii ale eclipselor totale şi din afara lor, poate fi prezentată astfel: deasupra fotosferei se ridică până la înălţimea de aproximativ 10 000 km cromosfera, de la înălţimea de aproxiniativ 20 000 km începe coroana solară, care se extinde până la distanţa de câteva raze solare, iar între cromosferă şi coroană există un strat de tranziţie. • Structura fină a cromosferei a început să fie studiată o dată cu observaţiile intense ale eclipselor totale de Soare prin metode vizuale, fotografice şi spectroscopice, la mijlocul secolului al XIX-lea. P. A. Secchi a descris spiculele pe care le-a văzut în cromosferă la marginea discului solar, ca pe „o prerie în flăcări”. Invenţia şi perfecţionarea spectroheliografului (în 1892) de către G. E. Hale a deschis o eră nouă în studiul spiculelor, permiţând ca aceste trăsături să fie cercetate în lumină monocromatică, pe întregul disc solar. Prin urmare cromosfera nu are aspectul unui înveliş atmosferic omogen, ci apare ca o reţea de trăsături fine, strălucitoare şi întunecate; dintre acestea spiculele sunt în formă de „ghimpi” verticali, strălucitori, cu mişcări rapide, observate dincolo de marginea discului, iar pe disc ele apar sub forme conice sau cilindrice, cu diametre de aproximativ 1 000 km şi având temperaturi de 1 - 2×104 K, cu densităţi electronice de 3×1010 – 1011 cm -3. La un moment dat, în cromosferă pot fi văzute cel puţin un milion de spicule. EIe sunt într-o continuă mişcare, de urcare şi coborâre având viteza de 20 - 30 km/s şi o viaţă medie de 5 - 10 minute. Spicule nu sunt distribuite unifom pe discul solar, fiind aproape toate „îngrămădite” la marginile supergranulelor care îşi au originea în stral convectiv. De altfel, însăşi apariţia spiculelor pare că se datorează interacţiunii dintre granulaţia fotosferică şi câmpul magnetic de la marginea supergranulelor, cu contribuţia unui flux conductiv din coroană. • Tot în timpul eclipselor totale de Soare, la marginea discului solar pot fi observate, mai ales în regiunile polare, jeturi de materiei cromosferică, având aspectul unor mici „talazuri” (surges) sau ale unor spicule gigante, cunoscute sub denumirea de macrospicule. Ele sunt vizibile în radiaţie Ha, Lya, HeII ca şi în radiaţia liniilor regiunii de tranziţie (CII, CIII, OIV), având temperaturi de aproximativ 2 × 10 K. Macrospiculele au o mişcare ascendentă, până la înălţimi de 3 600 - 36 000 km după care, fie că se întorc la suprafaţa de la care au plecat, cu viteze cuprinse în intervalul de 10 - 150 km/s, fie că se dispersează în spaţiu. Ele au o durată de viaţă cuprinsă între 8 şi 45 minute. Densitatea electronică a macrospiculelor este mai mică cu un ordin de mărime decât cea a spiculelor. Traiectoria mişcării materiei macrospiculelor este determinată de geometria liniilor de câmp magnetic din zona polară.

19. FORMAŢIUNI CORONALE Fotografiile coronale, obţinute la eclipse totale de Soare încă de la sfârşitul secolului trecut, constituie o dovadă a bogăţiei de structuri morfologice la scară mică şi la scară mare, existente în coroană. Morfologia şi dinamica acestor structuri este fără nici o excepţie determinată de configuraţia câmpului magnetic coronal şi variaţia sa în timp. Observaţiile spaţiale începând cu deceniul 7 al secolului al XX-lea misiunile spaţiale OSO şi Skylab) în domeniul UV şi în lumină integrală, apoi în radiatie X, au confirmat şi îmbogăţit datele asupra structurilor coronale. Coroana externă, fără graniţe rigide şi bine localizate, constituie „o punte de legătură” între Soare şi Pământ; structurile sale se extind departe în spaţiul interplanetar, câmpul magnetic al acestora determinând structura magnetică sectorială a spaţiului interplanetar, iar vântul solar, flux continuu de plasmă coronală, umple întreaga heliosferă, determinând formele specifîce ale rnagnetosferelor planetare. În ultimele două deceni ale secolului nostru s-a intensificat cercetarea spaţială a coroanei solare şi a vântului solar, misiuni speciale fiind lansate în acest scop. Este suficient să amintim misiunea japoneză Yohkoh, cu aparatură mai ales pentru radiaţii X, care a realizat observaţii de mare rezoluţie a structurilor coronale şi a evoluţiei lor în timp şi spaţiu, şi SOHO, misiune comună a NASA şi ESA, lansată la 5decembrie 1995care, datorită traiectoriei sale în jurul punctului lagrangean L1 asigură teledetecţia coroanei solare în UV şi măsurători de vânt solar „in situ”, în afara magnetosferei terestre.

20. PROTUBERANŢE Dintre fenomenele activităţii solare, protuberanţele au fost observate pentru prima dată în timpul eclipselor totale de Soare. Sub denumirea generică de „protuberanţe” sunt incluse o mare diversitate de manifestări ale interacţiunii „plasmă - câmp magnetic” care se produc în cromosferă şi coroana solară. Apariţia unei protuberanţe a fost remarcată la eclipsa totală din 1239şi notată într-o cronică rusească. O altă relatare demnă de a fi semnalată se referă la eclipsa din 1733, care a fost comentată de suedezul H. Celsius (inventatorul scalei centigradice a temperaturii); el a colectat observaţiile asupra unor protuberanţe văzute la marginea Soarelui eclipsat, efectuate de pastori luterani din districtele rurale suedeze. Observaţiile câtorva protuberanţe din timpul aceleiaşi eclipse au format tema unei comunicări academice făcute de astronomul B. Vassenius, care le-a descris ca pe nişte nori roşietici, detaşaţi, plutind în atmosfera lunara! Eclipsa din 8 iulie 1842, care a trecut prin sudul Franţei, nordul Italiei, prin Germania şi Austria, a însemnat recunoaşterea faptului că protuberanţele sunt fenomene solare şi nu lunare, ceea ce a fost confirmat de marii astronomi ai acelor vremi ca: Airy, Arago, Baily, Littrow şi Struve. Astronomul italian Santini a arătat chiar existenţa unei conexiurii cu grupurile de pete pe care le observase la marginea vestică a discului solar înainte de eclipsă. Observarea eclipselor totale din 1850 şi 1851 a întărit convingerea că protuberanţele erau fenomene solare reale, mai ales că la eclipsa din 1851 un fotograf profesionist, Berkowski, a obţinut prima daguereotipie a coroanei interne şi a câtorva protuberanţe. Dar disputa dintre cei care susţineau că protuberanţele aparţineau Luni sau erau efecte optice şi cei care dovediseră deja paternitatea lor solara a luat sfârşit doar la eclipsa totală din 1860 (Spania), când P.A.Secchi şi Warren de 1a Rue au fotografiat din locuri diferite eclipsa, confirmând apartenenţa exclusiv solară a protuberanţelor. O interesantă descoperire a avut loc cu ocazia eclipsei din 1868, Janssen, utilizând pentru prima dată un spectroscop, realizează că printre liniile de emisie apărute în spectrul unei protuberanţe se găseşte şi linia § 587,6 nm a unui element necunoscut până atunci, denumit chiar de el, heliu(după denumirea zeului Soarelui în mitologia greacă , Helios). Tot atunci Lockyer pune în evidcnţă faptul că liniile de emisie ale protuberanţelor sunt atât de strălucitoare, încât puteau fî observate chiar în afara unei eclipse. La eclipsa din 1869 (America de Sud), Huggins a efectuat observaţii cu un spectroscop cu fanta deschisă, obţinând imagini monocromatice ale protuberanţelor în mai multe linii de emisie. Prin folosirea acestei metode, s-au putut pune în evidenţă formele complexe ale protuberanţelor. Continuare... Imagine

21. Printr-o competiţie remarcabilă, obseivaţiile asupra protuberantelor au continuat atât în timpul eclipselor totale, cât şi în afara lor prin metode şi cu aparate mereu îmbunătăţite, contribuind la o mai bună cunoastere a formelor, dimensiunilor, distribuţiei, spectrului, mişcărilor şi variabilitatii protuberanţelor. Inventarea spectroheliografului în 1892, de către astronomul american G.E. Hale, a facut posibilă studierea protuberanţelor nu numai la marginea discului solar, ci chiar pe disc, în cromosferă, unde ele apar ca trăsături întunecate (în absorbţie) şi sunt denumite filamente. Clasificarea protuberanţelor. Din observaţiile obţinute în timpul eclipselor totale şi chiar din cele rezultate în afara eclipselor cu aparate adecvate, până la sfârşitul secolului al XIX-lea, P. A. Secchi şi C.A. Young au realizat că protuberanţele pot fi clasificate în două mari clase: protuberanţe calme şi protuberanţe active. Evident, în intervalul de timp de aproape un secol de observaţii s-au făcut multe clasificări după diverse criterii, în clase şi subclase, dar prima clasificare se păstrează şi în zilele noastre. Protuberanţele sunt localizate în cromosfera înaltă sau, cel mai adesea, în coroană, ele având temperaturi de sute de ori mai scăzute şi densităţi de sute de ori mai ridicate decât a mediului coronal, care 1e înconjoară. În timpul eclipselor totale ca şi în imaginile monocromatice obţinute cu coronografe sau filtre, aceste fenomene dense şi reci apar strălucitoare la marginea discului, iar pe disc, ele apar ca nişte panglici întunecate, neuniforme, şerpuind printre trăsăturile cromosferice şi sunt numite filamente. O protuberanţă calmă este o structură in general stabilă, care poate persista chiar câteva luni. Ea îşi începe viaţa într-un mic canal, situat între două arii de polaritate magnetică opusă, din cadrul unei regiuni solare active, putând uneori să atingă, într-o parte a sa, o pată solară. Pe măsură ce regiunea activă solară se dispersează, protuberanţa (filamentul) creşte în grosime şi lungime şi migrează către cel mai apropiat pol solar. F~ rmaţiuni coronale Protuberanţele active sunt localizate în centrele active solare, tot la intersecţia a două polarităţi magnetice de semne opuse. Ele au o structură dinamică cu mişcări violente şi un timp de viată de ordinul minutelor sau orelor. Există o mare varietate de protuberanţe active, cum sunt: surgeurile, sprayurile şi protuberanţele sub formă de buclă. Ele au temperaturi şi densităţi mai mari decât protuberanţele calme. O protuberanţă calmă este ca un strat imens, aproape vertical de rece şi densă, înconjurată de un gaz coronal mai rarefiat şi mult mai fierbinte. Densitatea este de ordinul 1010-1011 cm-3, cu raportul protoni/atomii neutri de hidrogende 1/10. Temperatura unei protuberanţe calmeeste cuprinsă între 5 000 K şi 10 000 K. Ele au luilgimi de 60 000 până la 600 000 km, înălţimi de 10 000 la 100 000 km, iar grosimea între 4 000 şi 15 000 km. Protuberanţele active au dimensiuni mai mici, iar temperatura şi densitatea sunt cu un ordin sau două mai mari decât ale celor calme

22. Structura protuberauţelor. Adesea, protuberanţele sunt legate în cromosferă printr-o serie de piloni care se aseamănă cu nişte trunchiuri de copaci denumiţi simplu, picioare. Aceste picioare sunt de cele mai multe ori localizate la marginea supergranulelor, unde aceste formaţiuni îşi concentrează câmpul lor magnetic şi se reunesc prin nişte arce imense, care dau impresia că susţin materia protuberanţei. După unii autori ele ar fi nişte structuri statice, susţinute de un câmp. magnetic orizontal, dar tot aşa de bine ar putea fi nişte structuri dinamice, aliniate la un câmp cum ar fi un strat de curent. Până nu vor exista date observaţionale asupra naturii si structurii câmpului magnetic în interiorul lor ca şi modele adecvate ale acestor formaţiuni, ele rămân de mare interes în continuare. În interiorul unei protuberanţe există multe structuri „fine”. verticale, cu o înălţime de aproximativ 5000 km şi un diametru de 300 km sau mai mici, din care materia pare să se scurgă continuu şi încet, în jos, în cromosferă, cu viteze de numai 1 km/s, ceea ce este mult mai puţin decât viteza de cădere liberă. Aceste „scurgeri de materie” nu pot reprezenta adevărate mişcări de masă, căci dacă ar fi aşa ele ar avea drept rezultat drenarea protuberanţelor într-un interval de timp foarte scurt, eea ce nu a fost observat. În fotografiile de la eclipse s-a observat că în jurul protuberanţei există o regiune cu o densitate mai mică, denumită cavitate, înconjurată de o arcadă sau un arc coronal ca un strat subţire, în formă de „coif”, care închide cavitatea. Acest curent în formă de coif poate dura mai multe luni şi are o bază foarte largă, ajungând până la o rază solară în diametru, iar vârful de sus ajunge la înălţimi de aproximativ două raze solare. Regiunea de tranziţie dintre coroana fierbinte şi trăsăturile reci ale protuberanţei reprezentată prin curentul în formă de coif este îngustă de numai câteva sute de km, dar aici domneşte un gradient de temperatură foarte mare, presiunea electronică fiind de ordinul 2 ×10-3 N. Capul unui astfel de sistem de arce în formă de coif care închide o cavitate cu o protuberanţă în interior a fost studiat fotometric şi dinamic de K. Saito şi E. Tandberg-Hansen, după fotografiile de la eclipsa din Peru, în 1966, ca şi de mulţi alţi cercetători la eclipsele următoare. Curenţii în formă de coif, care conţin în interiorul lor o cavitate şi o protuberanţă, sunt cele mai strălucitoare şi mai pronunţate trăsături coronale. Imagine Continuare...

23. Multe cercetări recente au arătat că aceşti curenţi în formă de coif nu sunt distribuiţi întâmplător deasupra suprafeţei solare, ci formează o centură în jurul Soarelui, iar această centură constituie la rândul său baza stratului de curent heliosferic. Evoluţia protuberanţelor. Protuberanţele calme îşi schimbă forma încet în timpul duratei lor de viaţă de la 1 la 300 zile. Protuberanţele situatela latitudini heliografice joase au o „viaţă” rnedie aproximativ două rotaţii solare (~50 zile), în timp ce acelea situate la mari latitudini heliografice au o durata medie de 5 rotaţii solare (~140 zile). Formarea unui filament în interiorul unei regiuni active are nevoie de câteva ore sau chiar o zi. El apare pe linia de separare a două arii cu polarităţi diferite sau la intersecţia a două regiuni active, ca şi la marginea unei regiuni active. Altă condiţie pentru formarea filamentelor în interiorul unei regiuni active sau între regiuni adiacente este ca fibrilele Ha să alinieze de o parte şi de alta a unui traseu denumit canal, care poate deveni filament. Acest aliniament al fibrilelor în direcţii paralele la filamentul deja format sugerează că direcţia vectorului câmp magnetic este aproximativ în lungul axei filamentului. O protuberanţă calmă poate să dispară fie printr-o dispersare lentă, fie prin activare şi explozie sau scurgându-se în cromosferă de-a lungul arcadelor formate de configuraţia câmpului său magnetic. In timpul unui ciclu de activitate solară s-a observat că în timp petele migrează către ecuatorul solar, protuberanţele (filamentele) migrează către polii solari. Acţiunea rotaţiei diferenţiale solare face ca ele să se extindă în direcţia est-vest, în timp ce lărgimea şi înălţimea lor rămăn relativ constante. Astfel protuberanţele (filamentele) ajung să fie localizate în zonele polare, unde uneori formează un fel de inele în jurui polului solar la latitudini mai mari de 70o. Zonele polare de protuberanţe si filamente se formează după 3 ani de la maximul solar şi migrează spre poli; la următorul maxim ating polii şi sunt acompaniate de schimbarea polarităţii câmpurilor magnetice polare.

24. EJECŢII CORONALE DE MASĂ Ejecţiile de masă coronale sunt cele mai stranii manifestări ale activităţii solare, deoarece ele implică expulzarea din coroana solară a unor mase uriaşe de materie, cu viteze mari, dificil de explicat în lumina teoriilor actuale. În cazul cel mai general, majoritatea CME (Coronal Mass Ejection) implică erupţia plasmei coronale (uneori chiar cromosferice) dintr-o regiune „împănată” de linii de câmp magnetic, initial închise. Deoarece câmpul magnetic este îngheţat în plasma coronală de mare conductivitate, partea superioară a acestor linii de câmp închise trebuie să fie transportată o dată cu plasma ejectată spre exteriorul coroanei, liniile de câmp fiind astfel transformate într-o „limbă magnetică” uriaşă, întinsă departe în spaţiul interplanetar. Regiunea afectată de CME va avea după ejecţie o structură magnetică cu linii de câmp deschise Mişcarea rnateriei unei CME încoroana solară se produce cu viteze între 10 şi 2 000 km/s. Aceasta implică dislocarea unor mase de materie uriaşe şi într-adevăr s-au putut determina mase de 2 × 1013 kg plasmă. Pentru a „ridica” în coroană asemenea cantitate de materie împotriva gravitaţiei, la viteze de aproape 2 000 km/s este necesară o energie de 4 × 1032 ergi. Toate aceste caracteristici dovedesc că CME poate fî considerată cea mai semnifîcativă manifestare a activităţii solare înregistrate în coroană.

25. GĂURI CORONALE (GC) Lansarea misiunii spaţiale SOHO de către NASA şi ESA, la 2 decembrie 1995, a deschis perspectiva cercetării sistematice a unor fenomene caracteristice activitătii solare, studiate până atunci sporadic, la un nivel mai mult descriptiv. Posibilitatea observării simultane a Soarelui în mai multe lungimi de undă a pus în evidenţă manifestări până atunci necunoscute ale unor structuri prezente în atmosfera solară. Între acestea, punerea în evidenţă a dinamicii foarte intense a plasmei în interiorul penelor polare, structuri prezente în zona găurilor coronale polare şi observabile mai ales în preajma perioadelor de minim a activitătii solare, a creat premisele explicării originii şi evoluţiei curentilor de mare viteză ce se regăsesc în vântul solar. Găurile coronale sunt regiuni de scară mare, cu o structură de câmp magnetic deschis, ce se extind de la suprafaţa Soarelui până în spaţiul interplanetar. Aceste structuri au fost prima dată identificate în imaginile obţinuţe în radiatie X, la bordul misiunii spaţiale Skylab, în 1973 - 1974, ca regiuni întunecate, de mare întindere, mărginite de puncte strălucitoare, acoperind zone imense de la polii Soarelui până la ecuator. Studii ulterioare au dovedit că găurile coronale sunt formaţiuni de lungă durată; se observă aproape cu aceeaşi formă pe parcursul mai multor rotaţii solare. După localizarea lor heliografică, se pot deosebi GC polare şi GC ecuatoriale. În fazele de minimă activitate solară apar GC de mare extensie, ce se desfăşoară de la poli până în emisfera opusă, cuprinzând regiuni polare şi ecuatoriale într-o singură structură. S-a observat, statistic, că trecerea unei astfel de regiuni meridianul central al Soarelui este asociată cu o creştere a activităţii geomagnetice; aceasta a condus la identificarea GC cu regiunile M, ipotetice cauze ale furtunilor geomagnetice recurente.

26. INCĂLZIREA COROANEI • Una dintre problemele pe care cercetările asupra eclipselor solare le-a descoperit priveşte temperatura coroanei solare. În anii ‘40 s-a rezolvat enigma liniilor coronale de emiisie atribuite ipoteticului .coroniu”, arătâridu-se că aceste linii aparţin elementelor chimice puternic ionizate cum ar fi: fierul. calciul, nichelul etc. Dar aceasta „lămurire” a ridicat o nouă mare necunoscută: teimperatura coroanei trebuie să fie de cel puţin 106 grade pentru ca aceste linii interzise de regulile de selecţie spectrală să poată exista! Dar coroana nu este o sursă de energie; atunci, cum se poate ca ternperatura din atmosfera solară să crească cu înălţimea atingând în coroană un maxim. în timp ce densitatea plasmei scade cu înălţmea? • Temperatura coroanei a fost confirmată şi de observaţiile ulterioare în domeniul radio, la lungimi de undă metrice şi decametrice, al radiatiilor X şi UV, obţinute cu aparatură de pe sateliţi şi rachete. • Iniţial s-a presupus că temperatura coroanei s-ar datora disipării energiei mecanice generate prin mişcările convective din stratul subfotosferic (convectiv), care se propagă cu viteze de aceeaşi mărime ca şi viteza sunetului, deci unde sonore. • Procesul este mult mai complex, deoarece o dată cu fluxurile de energie mecanică a gazului subfotosferic se transportă şi câmp magnetic în coroană. Astfel a apărut ideea că undele Alfven, care sunt generate în fotosferă şî se propagă de-a lungul liniilor de câmp magnetic în coroană, unde îşi descarcă energia. ar putea fi mecanismul care să explice încă1zirea coronală. • Eminentul profesor Eugene Parker, de al cărui nume este legată descoperirea vântului solar generat în coroană, este de părere că undele Alfven se formează cu dificultate în fotosferă şi cu atât mai greu se vor disipa în coroană. De aceea el propune drept mecanism pentru încălzirea coroanei producerea anumitor „nanoerupţii”. Aceste foarte mici erupţii declanşează pe seama excesului de energie stocată în câmpurile magnetice răsucite ale formaţiunilor în formă de bucle ale coroanei solare. Câmpurile răsucite produc curent electric care circulă de-a lungul linii1or câmpului. Acest fapt sugerează posibilitatea existenţei altui mecanism de încălzire a coroanei: încălzirea prin disiparea curenţilor electrici coronali

27. Continuare...

28. Protuberante solare

29. PREZENTARE REALIZATA DE : BAICU TH. SEBASTIAN & BALAN ALEXANDRU PROFESOR INDRUMATOR : MAGA CRISTiNEL