|
|
El SolVíctor R. Ruiz | Agrupación Astronómica de Gran Canaria (AAGC)
El Sol és l'estrella més propera a la Terra i el seu estudi és de gran importància, en ser la nostra principal font d'energia. En aquest article, s'esmicola el Sol i es comenta el model del "sol estàndard", la teoria heliofísica més acceptada.
Una estrella més.Tots coneixem el Sol, és l'astre més brillant del firmament. També coneixem les estrelles, aquells punts lluminosos que ens acompanyen en una nit serena. El nostre Sol no es diferencia gaire de les estrelles, simple -i afortunadament!- el tenim més a prop.Les estrelles estan constituïdes per ingents quantitats d'elements comprimits. La nostra atmosfera, l'aire que respirem, està composada per gasos, però gasos pesants que per la seva massa han estat retinguts per la força de la gravetat terrestre. Les estrelles estan composades per gasos lleugers, principalment hidrogen (H) i heli (He). Aquests dos elements es varen crear al començament de l'Univers, segons la teoria de la Gran Explosió. Les estrelles neixen dins del si de gegantins núvols de H i He anomenats nebuloses. Les nebuloses, com la M42 a la constel.lació d'Orió, tenen immenses quantitats de H y He, però poc concentrades. Tal és així, que existeixen molt pocs àtoms en un cub d'un centímetre de costat, entre 10 i 1000: només un full de paper té ja un gruix d'un milió d'atoms. Aquestes nebuloses són visibles perquè reflexen la llum d'estrelles properes. Les estrelles es creen de concentracions importants de matèria a les grans nebuloses, com la d'Orió. La força de la gravetat és la responsable d'anar comprimint tot aquest H i He. Això contribueix a l'augment de la temperatura local. L'esmentat fenomen de contracció continua desenvolupant-se fins que s'arriba a densitats i temperatures increïbles. És aquí quan les immenses temperatures fan possible la fusió nuclear: la combinació d'àtoms d'un element per formar un altre més complex. Quan aquest procés i la resta de l'estructura de la proto-estrella es tornen estables, es diu que la estrella està a la seqüència principal. Les estrelles acaben la seva vida de diferent manera, segons sigui la seva massa i composició. El desequilibri entre les forces oposades de gravetat (cap a dins) i pressió (cap a fora) farà que el nostre Sol comenci, d'aquí uns 5.000 milions d'anys el seu declivi com estrella estable. Al nucli, l'hidrogen que es converteix en He escassejarà, a l'igual que la producció d'energia generada per aquesta fusió. Donat que en aquests moments la pressió del nucli baixarà, aquest es col.lapsarà sota el seu propi pes, fins que la temperatura augmenti i es comenci a fusionar He convertint-lo en carboni (C). A la seva vegada, a les capes circumdants al nucli on sí que hi ha abundant H, començaran a fusionar-se en He. Donat que existeix més pressió, generada per les noves reaccions, el Sol es dilata, es refreda i d'aquesta manera es converteix en una gegant vermella. Aquest procés es repeteix alguns cops, però amb altres elements com a protagonistes, de manera que variarà el seu radi unes quantes vegades més, fins ocupar l'òrbita de Venus. Finalment, quan s'hagi esgotat el combustible, les capes exteriors escaparan a l'espai exterior. Tampoc hi haurà al nucli prou pressió com per suportar el seu propi pes, amb la qual cosa l'estrella resultant serà un nan blanc, de les dimensions de la Terra (tot i que amb una massa molt superior), que s'apagarà lentament i inexorable. Els elements pesants tals com l'oxigen (O), ferro (Fe), or (Au), silici (Si), que composen els planetes varen ser creats per una estrella ja morta. Som, de debò, pols d'estrelles.
Aquesta és una imatge del Sol en H-alfa. H-alfa és una longitud d'ona estreta de llum vermella que és emessa i absorbida per l'hidrogen. National Solar Observatory/Sacramento Peak.
Característiques generals.
El Sol és, de molt, l'objecte més massiu i gran del Sistema Solar. Conté més del 99,8% del total de la seva massa. El Sol, actualment, conté un 73% de H i un 25% de He. També conté altres elements, però representen únicament menys d'un 2%. El Sol, en estar composat de gasos i no ser un cos rígid, presenta una rotació diferencial. Això significa que l'equador rota més de pressa que altres latituds solars, tals com els pols, on una rotació es completa en 36 dies. Contràriament, el nucli sí que gira com un sòlid. En algunes fonts se cita el model del Sol estàndard. Es tracta d'unes quantes premisses a partir de les quals es construeixen totes les teories del comportament solar. Són aquestes:
Interior solar.L'interior solar no es pot observar directament, si bé tècniques sofisticades emprades per professionals, com l'heliosismologia, permeten deduir les seves característiques. L'interior es divideix en tres parts: nucli, zona radiativa i zona convectiva.El nucli és la part més interna del Sol i té un radi de 200.000 Km. Aquesta és la part més important de l'estrella, ja que aquí és on es produeix l'energia que emet. Fins començament d'aquest segle, ningú no sabia pas com funcionava el Sol ni les estrelles. Amb l'arrobada de les teories d'Einstein que explicaven l'Univers a trets macroscòpics i microscòpics, es va poder comprendre. Es resumeix amb la famosa equació E = mc2, essent E energia, m massa i c la velocitat de la llum al buit (300.000 km/s). La reacció nuclear que es produeix al seu nucli és la fusió. Es realitza en combinar quatre àtoms de H per a convertir-los en un de He. Ara bé, la massa de l'àtom de He és un 0,7% menor que la suma dels quatre H. Què li ha passat a aquesta massa? S'ha convertit en energia. Per tal que succeeixi una reacció nuclear per fusió, els àtoms han de ser molt propers. Tot i així, donat que els àtoms de H que hi ha dins del nucli solar tenen la mateixa càrrega elèctrica, es repel.leixen els uns els altres. La barrera de Coulomb és la força mínima que cal aplicar-los-hi per combatre aquesta repulsió, i precisament, per saltar aquesta barrera, els àtoms de H han de col.lisionar violentament. Però aquesta violència no es dóna massa sovint i només existeix en llocs especials com al nucli solar, ja que la temperatura existent ho permet (cal recordar que la temperatura és la mesura de la velocitat a què es mouen els àtoms en un determinat lloc). Per la llei de l'equilibri hidrostàtic, esmentada a les característiques generals del Sol se sap que, efectivament, la temperatura al punt més profund del Sol és de l'ordre de 10 milions de graus Kelvin (273º K = 0º C). En realitat, no només hi ha una, sinó que el procés comú de la fusió del H en He està integrat en tres reaccions nuclears. Aquest procés, denominat reacció protó-protó, s'expressa químicament de la següent manera:
2H + 1H -> 3He + gamma (2) 3He + 3He -> 4He + 1H + 1H (3) On 1H és hidrogen atòmic (un protó), 2H és deuterio (dos protons), 3He (isòtop del He), 4He (heli), e+ un positró, ny és un neutrí (partícula energètica) i gamma és un raig gamma (llum molt energètica, invisible als nostres ulls). Un dels problemes fonamentals de l'Heliofísica actual és la detecció d'un tipus de neutrí. Aquesta partícula travessa tot el radi solar sense col.lisionar amb cap altra i per tant és extraordinàriament difícil de detectar-la. Però els experiments actuals repartits per tot el món no aconsegueixen captar la quantitat que en teoria haurien de recollir. En general només es detecta la meitat o la tercera part d'allò que hauria de ser. El 1998 van aparèixer investigacions que relacionaven aquest dèficit amb l'anomenada "oscil.lació" dels neutrins, encara per confirmar, la qual implicaria que tenen massa. En algun punt abans d'arribar a la Terra, el tipus de neutrí que es genera a l'interior solar canviaria d'estat. Envoltant el nucli es troba la zona radiativa. Aquesta zona té un gruix de 300.000 Km. La seva denominació prové del mecanisme de transport de l'energia generada al nucli vers capes més exteriors, transport portat a terme pels fotons. Donada la densitat que existeix a la zona radiativa els fotons no recorren molta distància sense col.lisionar amb un àtom: entre un i dos centímetres. En el decurs del viatge d'un fotó a la superfície solar, aquest va de col.lisió en col.lisió, i es converteix en un tipus de fotó menys energètic,i dels rajos gamma es passa als rajos X i d'aquests a rajos ultraviolats (UV) extrems, i d'aquests a rajos UV, fins que emergeix finalment a la superfície solar com llum visible o infrarrojos. Aquest viatge dura entre 10.000 i 1 milió d'anys. La zona convectiva representa un terç de l'interior solar, no accessible a telescopis. Té un gruix de 200.000 km. Donat que aquesta zona és opaca, la transmissió d'energia per radiació es torna ineficient. El mecanisme utilitzat en aquesta part de l'estrella és la convecció. L'opacitat d'aquesta capa s'explica per la seva menor temperatura, que permet que els àtoms conservin part dels electrons, cosa impossible al nucli solar degut a la temperatura. Aquests àtoms amb electrons capturen més fàcilment els fotons. La convecció és un fenomen que és similar a l'aigua bullint. Bombolles de gas calent pugen a la superfície, irradïen la seva calor, es refreden i tornen a caure a l'interior, on es tornen a escalfar. Amb això tenim una capa molt homogènia, ja que la convecció barreja els elements existents.
Exterior solar.L'exterior solar és la part de la nostra estrella que sí que pot ser observada visualment. Consta de la fotosfera, cromosfera i corona, les tres parts de l'atmosfera solar.La fotosfera és la superfície visible del Sol. Aquesta no és sòlida, tal i com és la Terra, ja que el Sol està totalment composat pels gasos anteriorment esmentats, des del seu interior fins l'exterior. La fotosfera té un gruix d'uns 500 Km i deu el seu nom a que és d'ella d'on surt la major part de la llum solar que rebem. Per sota d'aquesta capa també s'irradïa, però donat que són molt més denses no deixen fugir la llum (són opaques). La fotosfera és la capa de l'atmosfera solar prou densa com per emetre llum i permetre que aquesta surti cap a fora. La major part de la llum radiada que arriba a la Terra procedeix d'una part de la fotosfera que posseeix una temperatura de 6000º K. També rebem quelcom d'energia d'una altra part més interna d'aquesta amb uns 8000° K i d'una altra encara més exterior a 4000º K. Això és, la llum solar que rebem és una barreja d'energia emessa per gasos a diferents temperatures. La fotosfera no és una capa uniforme, si no que està composada per cel.les denominades grànuls. Els grànuls tenen al voltant de 1500 Km de diàmetre i se separen d'altres per zones més fosques. Aquestes estructures tenen una vida del voltant de 10 minuts abans que es dissipin o barregin amb altres grànuls veïns. Es creu que els grànuls estan produïts per la convecció solar, fent que masses calents de gasos pugin a la superfície, es refredin i tornin a baixar. Encara existeixen altres estructures encara majors, els supergrànuls, que contenen al voltant de 300 grànuls i una esperança de vida d'un dia terrestre. La cromosfera està situada per sobre de la fotosfera essent encara més tènue que aquesta, per tant, se'ns presenta invisible en condicions normals. Només als eclipsis de Sol i tot i així durant només uns pocs segons es pot detectar, als instants en què la Lluna cobreix la fotosfera. La cromosfera té un gruix de 10.000 Km i deu el seu nom a que, durant els eclipsis solars es presenta amb un color rosat. Croma és una paraula d'origen grec que significa color. A la cromosfera la temperatura augmenta progressivament des dels 4.000º K fins els 500.000° K, ja al límit amb la corona solar. Prop de la fotosfera, la densitat és notable, si bé, a l'inrevés que la temperatura, aquesta decreix al apropar-nos a la corona, tant que pràcticament es podria considerar un buit perfecte.
Secció del Sol. (NASA/ESA)A la cromosfera es poden trobar les espícules, unes estructures semblants a unes flames d'entre 100 i 1000 Km de diàmetre. Les espícules poden arribar a assolir 10.000 Km per sobre de la fotosfera i tenen una vida de 5 a 15 minuts. Les espícules tenen una temperatura de 10.000° K. La corona és la part més exterior de l'atmosfera solar. A l'antiguitat només era possible observar-la durant els eclipsis totals de Sol, fins que el segle XIX s'inventà el coronògraf, un aparell que oculta el disc solar. Malgrat això, els coronògrafs, encara sota les millors condicions atmosfèriques, només permeten detectar una reduïds part de la corona. La corona solar pot arribar a una distància de fins a 15 diàmetres solars. La temperatura de la corona solar és un dels grans enigmes sense explicació convincent. A la part més propera a la cromosfera la temperatura és de 500.000 ºK, mentre que a la part exterior la corona pot arribar a assolir els 3.500.000 ºK. La densitat en general no sol variar fora del marge de 1 a 10 àtoms per centímetre cúbic. La hipòtesi clàssica per a l'enigma de la gran temperatura a aquestes distàncies del nucli solar és que les ones sòniques (recordem que el so es transmet per la vibració de l'aire) generades a la zona convectiva es mouen cap a dalt a través de la fotosfera i la cromosfera fins a arribar la corona. Allà es converteixen en ones de xoc i agiten els àtoms de gas, cosa que es tradueix en un augment de temperatura. Tot i això, aquesta hipòtesi presenta moltes dificultats. Els elements que composen la corona fugen del Sol en allò que s'anomena vent solar. Aquest vent solar està composat en la seva major part per hidrogen ionitzat (un protó sense electrons). El vent solar és el responsable de les aurores boreals (més genèricament, polars).
Taques solars.Històricament es reconeix les taques solars perquè es veuen com a punts o regions fosques al disc solar. Fou Galileo Galilei qui per primera vegada va fer un seguiment seriós de les taques solars amb el seu telescopi, determinant que el Sol girava amb un periode de 27 dies, però algunes de les més grans ja van ser detectades visualment pels astrònoms xinesos des de fa més de 2.000 anys.Les taques solars són regions més fosques i fredes que la superfície solar. En un taca es distingeixen dues zones, l'ombra -zona fosca- i la penombra, zona menys fosca que l'ombra. Les taques solars es veuen fosques simplement perquè tenen una temperatura menor que la resta de la fotosfera. L'ombra sol tenir uns 4200° K, mentre que la fotosfera, recordem, te al voltant de 5800° K. Les taques solars tenen diferents cicles de vida. Solen associar-se en grups de fins a 100 taques i poden arribar a durar 2 mesos, unes dues rotacions solars. Si bé poden arribar a presentar una morfologia molt complicada, generalment apareixen en duets, amb polaritat magnètica contrària. Per descomptat, també s'assocïen en grups. Aquests, inicialment apareixen de vàries taques petites, les quals van augmentant en grandària i número amb el decurs dels dies. Els grups que més es desenvolupen poden arribar a tenir una esperança de vida de dos mesos, però la majoria presenta una evolució més simple i curta. Hi ha diferents i variades teories sobre la formació de taques solars, encara que està prou clar que tenen un origen magnètic. Donat que el Sol posseeix rotació diferencial a diferents latituds, això és, no gira com un astre sòlid, es creu que les línies dels camps magnètics es creuen i es retorcen a determinades regions. Donada la gran intensitat del camp magnètic en aquestes zones, el gas ionitzat (carregat elèctricament) és repel.lit, fent que disminueixin els corrents de convecció i per tant la temperatura, causa de la creació de la taca. Moltes vegades les taques solars poden observar-se envoltades d'una regió brullant, anomenada fàcula, sobre tot a les vores del disc solar on el contrast és més gran que al centre. Les taques solars apareixen sempre associades a una fàcula, encara que no es dóna la correspondència contrària, és a dir, no en totes les fàcules s'hi arriben a desenvolupar taques. Les fàcules tenen una temperatura major que les regions no pertorbades del seu voltant, entre 200 i 300º K més. L'origen de les fàcules cal buscar-lo, novament, als camps magnètics. En general, la convecció estpa frenada pel fregament generat per petits moviments horitzontals de la matèria ascendent. Passa que a les fàcules la major intensitat del camp magnètic fa que la matèria es mogui per les seves línies de força, disminuint el fregament i augmentant el flux de matèria i energia que arriba a la superfície. Aquest augment d'energia possibilita que la matèria assoleixi una major altitud a la fotosfera. Les fàcules són fenòmens molt estables.
Taca solar. (NASA)Les platges (plage) són la contrapartida cromosfèrica de la fàcula, terme emprat per a la fotosfera.
Protuberàncies i fulguracions.Les protuberàncies es poden veure als eclipsis totals de Sol com engrossiments a la vora del disc solar. En general, les protuberàncies són les formacions en forma d'arcades, semblants a les flamarades, que poden arribar a mesurar centenars de milers de quilòmetres.Les protuberàncies, ubicades a la corona, tenen la mateixa composicició que aquesta, encara que major densitat i menor temperatura (al voltant de 10.000º K). La forma d'arc té el seu símil a la disposició de llimadures de ferro prop d'un imant. Les protuberàncies estan formades per partícules altament ionitzades que es mantenen al voltant dels camps magnètics que envolten a les taques solars. Existeixen dos tipus de protuberàncies. Les protuberàncies eruptives són expulsades dels camps magnètics i en poques hores poden arriobar a alçàries de 500.000 Km. Les protuberàncies estàtiques són arcs de matèria que, atrapada als camps magnètics de les taques, es mantenen estables, i poden arribar a romandre en aquest estat fins a tres mesos. Amb filtres H-alfa es poden detectar protuberàncies fàcilment a les vores del disc solar en emissió, o dins d'ell en absorció, essent visibles com a formacions fosques denominades filaments. Les fulguracions són fenòmens que es fan patents com a sobtats increments de lluïssor a regions properes a les taques solars que arriben al seu màxim en només 20 minuts per anar després desapareixent en qüestió d'hores. En general, mai no són prou violentes com per a poder-les observar a l'espectre visible, essent necessària la utilització de filtres H-alfa. Les fulguracions tenen el seu origen a la cromosfera i estan associades a un alliberament d'ingents quantitats d'energia, emmagatzemades als camps magnètics. Normalment poden arribar a emetre a l'espectre dels rajos X. Una gran fulguració pot arribar a alliberar una energia equivalent a 200.000.000 de megatones, i assolir temperatures de 500.000° K. L'estudi i detecció de les fulguracions és molt important ja que en aquestes s'emet radiació i partícules molt energètiques que arriben a la Terra en hores o dies. Aquestes poden interferir a les ràdiocomunicacions, provocar danys als satèl.lits artificials, a les línies elèctriques, als passatgers d'avions estratosfèrics i a naus espacials i fins i tot causar pertorbacions al camp magnètic terrestre, fent que les bruíxoles funcionin de manera erràtica. Per contra, aquest flux de partícules també és el causant de les aurores boreals.
Cicle d'activitat.Si bé el Sol és un dels objecte celestes més grans, l'estudi detallat d'aquest només va poder-se realitzar després de la invenció del telescopi, el 1610. A partir d'aquest moment, és quan es comença a tenir registres continus de l'activitat solar.La primera anàlisi científica del cicle d'activitat solar va venir de la mà de l'alemany Heinrich Schwabe el 1843, qui a base de les seves pròpies observacions, va publicar un treball on afirmava que les taques solars semblaven tenir un cicle d'uns deu anys als quals es passava de no detectar-se cap taca a, progressivament, veure'n desenes. Rudolf Wolf, un altre alemany, va tenir coneixement d'aquest treball i el 1848 va pblicar un altre treball al qual s'hi varen incloure dades de diversos observatoris, completant la gràfica d'activitat des de l'any 1610 i donant una mitjana de 11,1 anys per al cicle d'activitat solar. Des de llavors s'han obtingut cicles que varïen des dels 9 anys fins els 14 anys. En resum, aquestes són les principals característiques de l'activitat d'un /cicle:
La causa del cicle d'activitat solar és un altre dels grans misteris que encara cal explicar satisfactòriament. El seguiment del cicle solar per part d'un astrònom afeccionat és molt senzill de realitzar, ja que només es necessita registrar regularment el nombre de taques que apareixen al disc solar.
La constant solar.La constant solar és la quantitat d'energia rebuda per la Terra a la distància mitjana que ens separa del Sol i el seu valor aproximat és d'unes dues calories per centímetre quadrat (és a dir, cada minut, a una Unitat Astronòmica, en un quadrat d'un centímetre de costat es reben dues calories).L'estudi i mesurament d'aquesta constant és del màxim interès, perquè la nostra supervivència depèn de la capacitat que tinguem per a estar preparats i prevenir una hipotètica variació important de la constant solar. Un canvi d'un 1% a la constant solar, produirïa una alteració de la temperatura de la Terra de 1 ó 2º C. Tenint en compte que durant la darrera glaciació, la temperatura mitjana del nostre planeta era 5º C més freda que l'actual, ens podem fer una idea de com n'és d'important conèixer bé el Sol. Existeixen referents històrics que podrien indicar una disminució de la constant solar. Des de 1430 a 1850 va tenir lloc la petita edat glacial , amb un temps inusualment fred a Europa i Amèrica. Dins d'aquest període es troba el conegut mínim de Maunder. El 1893, Edward Maunder, tractant de fer una gràfica de l'activitat solar des de les primeres observacions telescòpique d'en Galileu, va trobar que entre 1640 i 1715 no va existir pràcticament cap enregistrament de taques. Posteriorment s'ha comprovat per altres mètodes que, en efecte, l'activitat solar va ser excepcionalment baixa aquests anys. Irònicament, el mínim de Maunder coincideix amb el regnat de Lluís XIV de França, el Rei Sol ("L'Estat sóc jo").
Referències.
Víctor R. Ruiz
rvr@idecnet.com Agrupación Astronómica de Gran Canaria (AAGC) Apartado de Correos 4240 35080 Las Palmas de Gran Canaria Islas Canarias (España)
|