Activitat solar (I)

1989/04/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Malgrat ser l'estrella més pròxima a nosaltres, fins ara no hem parlat d'ella. És hora, doncs, de parlar de les seves peculiaritats amb l'excusa d'aquesta intensa activitat que ha mostrat últimament. En aquesta ocasió realitzarem una anàlisi general del Sol i en la següent aprofundirem en les manifestacions més comunes de l'activitat i els seus efectes sobre la Terra i l'espai circumdant.

Com és sabut, a partir de les observacions de les emissions de milers d'estrelles, els científics han pogut posar de manifest els passos més importants de la seva evolució. Atès que podem considerar al Sol com una estrella corrent quant a la seva grandària, temperatura i altres particularitats, tots aquests coneixements són de gran interès per a detectar els aspectes més generals de la seva vida (per exemple, que fa 4.600 milions d'anys va néixer i que viurà un altre punt). Però el que a nosaltres ens interessarà, sobretot, seran fenòmens que es poden veure gràcies a la proximitat del Sol i que encara no han trobat explicació dins d'aquestes línies principals que hem esmentat.

La Terra es troba a tan sols 8,5 minuts llum del Sol (149.600.000 km). Per això, els processos que es generen en la seva superfície poden visualitzar-se bastant bé. Les més importants són les fáculas, els negres, els sortints i les denominades erupcions o centellejos. Però, com hem dit, en primer lloc caldrà analitzar l'estructura del Sol per a després poder explicar adequadament tots aquests fenòmens.

La major part de l'esfera solar és opaca a la radiació. Per tant, l'interior es divideix sobre la base de la poca informació que podem obtenir a través de models teòrics. La part exterior, coneguda com l'atmosfera del Sol, és transparent i segons les observacions apareix dividida en tres capes: la fotosfera, la cromosfera i la corona. En la imatge es pot veure la secció del Sol amb les seves dimensions aproximades. Quant a la massa, podem dir que és 332.946 vegades major que la de la Terra, és a dir, 1,989.1030 g. La densitat és molt diferent en funció de la distància al centre, però el valor mitjà és de 1,41 ^g/cm 3, quatre vegades inferior al de la Terra.

En convertir l'hidrogen en heli en el nucli solar es produeixen reaccions termonuclears que caracteritzen a les estrelles i generen energia. La temperatura és d'uns 10 milions de graus, una densitat d'uns 160 ^{g/cm 3} i una pressió d'uns ^{10 11} atmosferes. Com a conseqüència dels processos esmentats, emet radiació espectral i un alt nombre de neutrins. Aquests últims poden travessar el Sol sense cap mena d'impediment i llançar-se a l'espai, però l'eliminació d'energia alliberada en forma de radiació troba obstacles molt majors, que es prolonguen al voltant d'un milió d'anys.

Per descomptat, els components més abundants de la nostra estrella són l'hidrogen i l'heli amb percentatges molt baixos d'altres elements més pesats, encara que la combustió de l'heli augmentarà lleugerament la quantitat d'altres elements al final de la vida del Sol. Cal dir, d'altra banda, que la major part de la matèria es troba en l'estat de plasma, és a dir, com a àtoms que han perdut un o diversos electrons (sovint tots).

L'interior és radiativo i així es diu perquè l'emissió g que es genera en el nucli es realitza mitjançant processos de radiació, és a dir, els àtoms presents absorbeixen la radiació per a ser reemitida de nou a una altra freqüència. Aquestes interaccions es repeteixen sense interrupció, ja que l'energia triga al voltant d'un milió d'anys a recórrer els 500.000 km que separen el nucli del final d'aquesta regió. A continuació se situa l'àrea interna convectiva, que s'estén a uns 200.000 km.

El transport d'energia es realitza per convecció i l'encreuament es realitza entorn d'un mes. Les capes que trobem per damunt són transparents i a partir d'ara la llum es propaga sense dificultat. Per tant, tota la llum que ens arriba ve de l'anomenada atmosfera que escalfa l'energia que ha sortit. El que hi ha sota aquestes capes és invisible, clar, perquè no ens emet llum. Però més concretament, la primera capa que trobem és la fotosfera, i com és molt més densa que les altres, la seva lluminositat cobreix la de les altres. Per això la fotosfera és l'única capa que veiem en condicions normals. Es calcula que el seu gruix és d'uns 200 o 300 km i la seva base té una temperatura aproximada de 8000 K.

Igual que en les parts anteriors, la temperatura a l'interior d'aquesta capa disminueix a mesura que anem augmentant fins a aconseguir els 4000 graus en el límit superior. La densitat també evoluciona de manera similar, sent dependent de la funció del radi, i en aquest nivell pot ser 8 ordres menors que el gram per centímetre cúbic. La part inferior de la fotosfera té una estructura especial, provocada per la capa convectiva que té sota. Es veu format per prims “grans d'arròs” que li donen un aspecte granulat. Aquests exemplars lluminosos apareixen en llocs en els quals els corrents de convecció afloren la matèria calenta inferior, mentre que les vores fosques entre ells apareixen en els límits en els quals la matèria es refreda i s'esvaeix. La grandària mitjana de les grumas és d'uns 1000 km i són conseqüència d'un procés dinàmic, la qual cosa provoca un canvi continu de forma.

A la cromosfera li ve el seu nom pel seu color vermellós, però com hem dit abans, en condicions normals la llum de la fotosfera la cobreix. Per tant, no es pot veure més que en eclipsis totals o amb instruments especials. Les formacions més visibles en l'estructura de la cromosfera són les espículas. Aquests són dolls de matería, en forma de con, que aconsegueixen una altura de 10.000 km, encara que la matèria cau al Sol. Alguns creuen que les espículas s'estenen per sobre de la cromosfera i consideren que la seva amplària és només de 3000 km. La densitat és tan baixa que no es dóna en ^g/cm 3, sinó en fraccions/cm ^3. Per exemple, a 2000 km de la part superior de la fotosfera 13x10 ⁹ fraccionis/cm ^3.

La temperatura, no obstant això, no se segueix la mateixa llei lògica que l'altura i augmenta per la part inferior de la cromosfera. Així, als 2000 km esmentats anteriorment la temperatura s'aproxima a 105 K. No obstant això, aquests valors no són homogenis, ja que les condicions en les espículas o fora d'elles poden ser diferents.

La corona, finalment, és un centelleig que envolta al Sol. És molt prim i està compost sobretot de matèria tirada. Per això, depenent de l'activitat del Sol pot tenir formes i dimensions molt diferents. Per la mateixa raó no podem considerar-ho esfèric i homogeni.

La densitat disminueix a mesura que augmenta la distància al Sol, fins a igualar-la amb la pols interestel·lar, i la temperatura, com ja s'ha esmentat per al cas de la cromosfera, augmenta en funció de la distància, fins a aconseguir els 1,5x106 K a 100 milions de quilòmetres del centre.

Aquest escalfament podria causar un problema termodinàmic si no es trobés un procés efectiu d'escalfament de la corona, ja que la calor no pot passar contínuament d'una capa freda a una altra més calenta. El problema segueix sense resoldre's. Pot ser degut a processos de ionització, però encara cal investigar seguint altres línies.

Per a acabar, i per a tenir la idea de la violència dels processos que tenen lloc en el Sol, direm: La potència d'emissió solar ^{és de 4x10 23} kW.