EL SOL, l’astre rei

El Sol és una estrella, una bola calenta de gasos incandescents. Sense la intensa energia i calor del Sol no hi hauria vida a la Terra. Però encara que és especial per a nosaltres, el Sol no és més que una estrella vulgar entre les 200.000 milions d'estrelles que poblen la nostra galàxia, la Via Làctia.

Té un diàmetre de 1.400.000 Km, la seva massa és 333.000 vegades superior a la de la Terra, i el seu volum és tan enorme que a dins hi cabrien 1.300.000 Terres. Però malgrat tot, és una estrella petita: algunes supergegants, com per exemple Antares, que podeu veure a la constel·lació de l’Escorpí, són tan descomunals que dins seu hi cabrien 500 milions de Sols.


 

El Sol

 

El Sol pertany a la classe d’estrelles anomenades nanes grogues. Està format fonamentalment d'hidrogen i heli. La temperatura a la superfície és de 5.500ºC, arribant als 15 milions de graus en el nucli més intern. Les condicions de temperatura i densitat en aquest nucli fan que es produeixin reaccions nuclears, que són les que generen gairebé tota l'energia, llum i calor del Sol.

Nota: els gasos que composen el Sol es troben en forma de plasma, un estat de la matèria en què tots els àtoms estan ionitzats (és un fluid format per electrons i ions positius).

El Sol té sis regions. Les tres més interiors són: el nucli, la zona radioactiva i la zona de convecció. Les tres més externes (considerades l'atmosfera solar) són: la fotosfera (que és la superfície visible), la cromosfera i la corona.

 

 

Estructura solar

 

L'interior del Sol

El Sol genera energia en el seu nucli mitjançant reaccions termonuclears de fusió, en què l’hidrogen (H) es converteix en heli (He) produint energia en forma de radiació. L'energia produïda pel Sol en un segon és major a la consumida per la humanitat en tota la seva història. Cada segon es "cremen" 670 milions de tones de H, es formen 665 milions de tones de He, i els 5 milions restants apareixen en forma de fotons d’energia.

Nota: les reaccions nuclears que tenen lloc al Sol són de fusió d’elements lleugers, que no tenen res a veure amb la fissió d’elements pesants que es fa als reactors nuclears.

Els fotons inicien llavors el seu viatge cap a l'exterior travessant la zona radioactiva, però en ella la densitat del gas és tal, que no paren de xocar i rebotar contra els àtoms, una i altra vegada, una i altra vegada, de tal manera que quan al final aconsegueixen sortir de la zona radioactiva han passat... 170.000 anys!!!

 

Arriben llavors a la zona de convecció, on grans bombolles de plasma calent es mouen cap amunt, com les bombolles d'una olla bullint. Aquest últim tram el recorren en només 10 dies, fins que les bombolles arriben a la fotosfera, la superfície del Sol, on els fotons s'escapen lliurement a l'espai a la increïble (i insuperable) velocitat de la llum: 300.000 Km/s. Triguen només 8 minuts en arribar fins a la Terra.

 

L'atmosfera solar

La fotosfera determina la superfície aparent i brillant del Sol. Hi veiem de vegades sorgir unes taques més fosques, algunes tan grans com la Terra; presenten múltiples formes i solen aparèixer formant grups. S’originen per motius relacionats amb forts camps magnètics. La foscor de les taques solars és relativa, en realitat són molt brillants, però les veiem fosques perquè les comparem amb el seu entorn. Aquesta menor brillantor es deu a que estan uns 1.500ºC més fredes que la resta de la fotosfera.

El nombre de taques solars augmenta i disminueix cada 11 anys com a part del cicle d'activitat magnètica del Sol. En el màxim del cicle, quan hi ha més taques, és quan amb més freqüència es produeixen les brillants flamarades solars, i enormes ejeccions de massa coronal (EMC) són llançades a l'espai.

Durant una EMC, al voltant de mil milions de tones de material solar surten projectades cap a l'espai interplanetari a velocitats enormes, de l'ordre de 400 km/s. Quan aquesta ingent quantitat de matèria arriba a l'atmosfera de la Terra, provoca fenòmens com les aurores, interromp o altera les comunicacions de ràdio, provoca danys en les xarxes de distribució elèctrica, i fins i tot afecta l'òrbita de satèl·lits artificials.

Nota: la tempesta solar de 1859 fou la més potent que hi ha hagut en els últims cinc segles. Les aurores, que habitualment s’observen en zones properes als pols, eren visibles des del Carib. Per tota Europa i Nord Amèrica, els cables del telègraf patiren curtcircuits que provocaven incendis, i fins i tot es va arribar a electrocutar un operari. Si una tempesta així tingués lloc avui en dia, les conseqüències serien catastròfiques per a la civilització tecnològica actual, ja que depenem enormement de l’electricitat i dels satèl·lits artificials.

Per sobre de la fotosfera es troben les tènues cromosfera i corona. Durant un eclipsi total de Sol tenim l'oportunitat excepcional d'observar-les: la cromosfera com una vora vermella al voltant del Sol, i la corona formant una bella aurèola blanca.

El material tènue de la corona és contínuament expulsat a l'espai donant lloc al vent solar, un flux continu de protons i electrons que surt del Sol a una velocitat de 400 km/s i s'estén per tot el Sistema Solar.


 

Taques en la fotosfera solar

Ejecció de massa coronal

Aurora polar

 

Nebulosa planetària

 

La fi del Sol

El Sol porta 4.500 milions d'anys "cremant" hidrogen, i encara li queden reserves suficients com per seguir "cremant-ne" durant 5.000 milions d'anys més. Quan l’esgoti, començarà a inflar-se, i inflar-se, fins a convertir-se en una gegant vermella que s'empassarà a Mercuri i Venus, i arribarà fins a l'òrbita de la Terra. Durant un temps, "cremarà" heli per transformar-lo en carboni, però quan finalment l’esgoti, les capes més superficials de l'estrella seran expulsades cap a l'espai, mentre el nucli de carboni s'anirà contraient cada vegada més per efecte de la gravetat.

Les capes externes expulsades formaran un bonic embolcall de gas: una nebulosa planetària. El nucli de l'estrella quedarà reduït a una simple nana blanca, situada en el centre, que amb la seva radiació ultraviolada ionitzarà el gas de la nebulosa i la farà brillar.

Dins d’una nana blanca ja no es produeixen reaccions de fusió nuclear. La llum que emet prové de l'escalfor residual que li queda a l'estrella. És molt petita, però increïblement densa: concentra una massa com la meitat del Sol en un volum com la meitat de la Terra. Està composada principalment de carboni i oxigen. A mesura que va refredant-se es va cristal·litzant, és a dir, es transforma en un enorme diamant!!!


 

Observació

Per a l’observació del Sol és necessari proveir al telescopi d’uns filtres especials. Mai no hem de mirar directament al Sol sense protecció, ja que ens podríem quedar cecs.
Calen filtres específicament fabricats per a observació solar, fets de materials especials, p.ex. làmines polimèriques que reflecteixen el 99,999% de la llum que incideix sobre elles. Les ulleres de sol, negatius fotogràfics, radiografies, fotolits, polaritzadors, CDs, DVDs, o cristalls fumats no ofereixen una protecció suficient, perquè no aturen totes les longituds d’ona en què emet el Sol, des de l’infraroig fins a l’ultraviolat.

Tampoc són apropiats la majoria de vidres de soldar; només el grau més elevat nº14 (que no és l’habitual en la majoria de caretes) ofereix una protecció suficient.

També és segur observar de manera indirecta per projecció (no es mira directament al Sol, sinó la projecció de la seva imatge sobre una pantalla blanca situada a l’ombra).

 

 

El Sol a simple vista

 

Nota: Una manera segura d'observar el Sol a simple vista és fabricant una "cambra fosca" que projecti sobre un foli en blanc la imatge del Sol. Aquest dispositiu consisteix simplement en una cartolina a la qual se li ha practicat un forat de 0.5 a 1 mm de diàmetre. Orientant-lo cap al Sol, la llum solar travessarà el forat, de tal manera que la podem projectar sobre un foli en blanc (que hem de procurar que es trobi en ombra). Aquesta projecció de la llum solar sobre el full formarà una imatge de la nostra estrella, permetent apreciar per exemple el desenvolupament d’un eclipsi. Com a curiositat, aquest mateix fenomen es produeix també quan el Sol es projecta a través dels buits que hi ha entre les fulles d'un arbre, etc.
Les càmeres fosques es munten sovint en una caixa de cartró, fent servir una de la seva cares per situar el forat i l'altra (situada a l'interior i paral·lela a la primera) per subjectar el foli en blanc en què es projecta la imatge, que després veiem a contrallum.

 

 

Amb un filtre solar per a llum blanca acoblat al telescopi (sempre a l’objectiu, mai a l’ocular) podeu observar fenòmens com les taques solars, la granulació de la fotosfera, i l’enfosquiment cap a les vores del disc solar. En les taques podrem distingir dues parts diferenciades: una regió central més fosca (umbra) envoltada per un anell no tan fosc (penumbra).

Granulació: són “bombolles” degudes a moviments de convecció.

Porus: taca petita. Té umbra, però no penumbra.

Observant en dies consecutius les taques solars podem veure com creixen i evolucionen, i també serà fàcil adonar-se que el Sol rota sobre sí mateix: en uns 12 o 13 dies podem veure com la taca travessa el disc solar d’un cantó a l’altre.

Nota: el Sol no té una rotació uniforme: gira més ràpid a l’equador (27 dies) que prop dels pols (31 dies).

 

 

Detall d'una taca solar fotografiada per una sonda en òrbita al voltant del Sol

 

Altres fenòmens com les fàcules, protuberàncies, filaments, espícules... necessiten de filtres molt específics i molt cars (principalment un filtre “hidrogen alfa”).

Fàcula: zona més calent que la resta de la fotosfera. Apareix abans que les taques i desapareix després d’elles. Al telescopi es veu com una zona més brillant.

Espícula: plasma canalitzat en forma de “tub”, visible a les vores del disc solar.

Protuberància: gran concentració d’hidrogen altament ionitzat que s’eleva sobre la cromosfera seguint les línies del camp magnètic. Visible a les vores del disc solar, sovint en forma de bucle. Quan surt expel·lida cap a l’espai parlem d’una EMC.

Filaments: són protuberàncies vistes des de dalt, sobre la superfície del disc solar.

Forat coronal: zona menys densa i més freda que els seus voltants. És una regió on el camp magnètic s’obre i deixa escapar el vent solar. Emet partícules d’alta energia, que si impacten contra la Terra produeixen tempestes geomagnètiques.

 

 

Capítol anterior Capítol següent: Mercuri Capítol següent