EL SOL

Viatja a través del Núvol Local Interestelar, un núvol infradens d’un 30 anys llum de diàmetre dins de la bombolla

local encara menys densa, en la vorera interna del braç d’Orió de la galàxia Via Làctia. Orbita al voltant de la galàxia,

a més a més d’oscil·lar amunt i avall respecte al pla galàctic, aprox. 27 vegades en cada òrbita. Comprèn el 99.86%

de la massa del Sistema Solar.

És una estrella de població I. La seva formació pot haver estat provocada per les ones de xoc d’una o més supernoves

properes.

Estel groc de tipus espectral G2V situat en la seqüència principal. Té uns 5000 milions d’anys. Amb uns 700000km

radi, el Sol està format principalment d’hidrogen(75.8% en massa), heli (19.7%) i petites quantitats d’altres elements

(1.8%), gairebé tots en estat de plasma.

Al nucli solar tenen lloc les reaccions termonuclears, es transforma contínuament hidrogen en heli i produeix una

gran quantitat d’energia mitjançant la cadena pp. Si ens allunyem del centre, trobarem la zona radiativa (transport

d’energia per radiació). Arriba fins a 0.713 radis solars, que és on comença la zona convectiva, on el transport

d’energia es realitza més eficientment mitjançant la convecció amb la formació i el moviment d’enormes bombolles

de gas d’un gruix de 30000km.

L’atmosfera

Consta de tres capes.

La fotosfera amb un gruix d’uns 500km i una temperatura de 7000K a la base i uns 4000K a la part superior, es la

superfície visible del Sol. La densitat en aquesta capa és prou baixa per a que els fotos es puguin escapar i no

interaccionar amb altres partícules i arribar a la Terra. S’observa la granulació que són bombolles de gas d’uns

1000km de gruix, manifestació de les capes més profundes. Al ventre de cada grànul, el gas calent puja i el gas fred

baixa per les vores. La vida mitjana d’aquestes bombolles és d’uns 10 minuts.

La cromosfera comença en el punt on la temperatura comença a pujar que és on es considera que acaba la fotosfera.

Té un gruix de 2000km. A la base té una temperatura de 4000K i a la part superior arriba fins als 60000K. La seva

brillantor és molt més dèbil que la de la fotosfera. Només es deixa veure en eclipsis totals solars o observant amb

filtres de certes línies d’absorció. Mostra nombrosos filaments verticals, anomenades espícules, que estan aixecant

“chorro” de gas associat a les regions d’alt flux magnètic al voltant de 500km de diàmetre. Arriba a una alçada dels

10000km, llavors cau i desapareix al cap de 15min aprox.

La corona comença a uns 2500km de la base de la fotosfera on la temperatura és d’1 o 2 milions de K. Té uns quants

radis solars de grossor. La influència del sol arriba fins a unes 150AU, on se situa l’heliopausa. Aquesta regió marca el

límit del sistema solar, on el gas interestelar interactua amb el gas enrarit del vent solar, formant una immensa

bombolla anomenada heliosfera, que engloba el Sol i els planetes. Té una brillantor semblant a la de la Lluna plena.

Per aquest motiu només es pot observar en eclipsis totals de Sol, quan el disc lunar tapa completament la fotosfera.

També es pot observar amb un coronògraf. S’introdueix un disc opac al pla focal del telescopi que oculta el disc

solar.

Activitat.

Les taques solars són zones de més baixa temperatura i fonts de camps magnètics. Solen tenir un diàmetre entre

10000 i 30000 km. Tenen una part que es diu ombra on el camp magnètic és completament vertical i una part al seu

voltant que es diu penombra on el camp magnètic és inclinat. El nombre de taques segueix un cicle de 11 anys. Les

taques apareixen en dues bandes d’activitat, al nord i al sud de l’equador cada una. Quan l’activitat solar comença a

créixer, les taques apareixen a latituds mitjanes de +-28º. Aquestes taques van baixant la seva latitud a mesura que

avança el cicle. Cap al final del cicle, les poques taques que es formen apareixen a +-7º. El cicle següent pot

superposar-se durant uns dos anys. S’observa que les taques apareixen en grups que solen estar dominats per dues

taques grosses alineades en el sentit de la rotació solar (precedent i següent).

La polaritat del camp magnètic és positiva en una part del grup de taques i és negativa en l’altre extrem. La polaritat

dels grups de taques és oposada en els dos hemisferis del Sol: si en l’un és positiva la part precedent dels grups, en

l’altre hemisferi és positiva la part següent. D’un cicle solar al següent canvia la polaritat dels grups de taques en un

mateix hemisferi. El cicle magnètic del Sol es de 22 anys.

Teoria dinamo: el Sol hauria creat, a partir d’un petit camp magnètic procedent de la nebulosa primitiva, un

mecanisme de concentració i dissipació de camp magnètic amb una durada de 11 anys. Al principi del segle el camp

magnètic es poloïdal i situat a les capes més baixes de la capa convectiva. Les condicions en les que es troba el gas

causen que les línies de camp es trobin congelades en el material i segueixen el moviment d’aquest. A conseqüència

de la rotació diferencial, durant la primera part del cicle les línies són arrossegades i acumulades formant tubs de flux

magnètic que se situen al llarg dels paral·lels (camp toroïdal). Com que les línies de camp estan més juntes, es

reforça la intensitat del camp. La conseqüència de tot plegat és que els tubs floten. La pressió interna del gas és

menor que l’externa. En l’aproximació de gas ideal, suposant que la temperatura del gas és igual fora i dins del tub

de flux, la densitat dins del tub és menor que la densitat externa. En aquestes condicions, per a un tub horitzontal, la

única forà diferent de zero fa pujar aquest tub cap a la fotosfera i aquest surt, juntament amb el material que inclou

formant les regions actives, entre les quals hi ha les taques.

En la segona part del cicle, el camp es dissipa, minva el nombre de taques, u es torna por a poc a una nova

configuració de camp poloïdal de sentit contrari a l’inicial.

L’estructura de la corona també és determinada pel camp magnètic, però té zones lliures, per les quals el camp

s’escampa a l’espai, anomenades forats coronals, d’on surt un vent de partícules carregades cap a l’espai

interplanetari (vent solar).

La rotació diferencial observada a la fotosfera és la causa que les zones equatorials girin més ràpid que les polars,

deguda al fort gradient de temperatura des del nucli cap a l’exterior. Aquesta rotació es manté en tota la zona de

convecció, però que la velocitat de rotació canvia de manera abrupta a les capes situades entre la zona radiativa i la

convectiva. Des d’aquestes capes cap a l’interior, el Sol rota com un sòlid rígid. Aquesta capa de transició d’un

20000km de grossària s’anomena tacoclina, on es mescla material que gira a una velocitat amb material que gira a

una altra velocitat diferent en l’equador solar. El període de rotació actual és aproximadament 24.47 dies a

l’equador i 36 dies als pols.

S’han descobert enormes fluxos de material a l’interior de la zona convectiva. Aquests moviments estan superposats

a la turbulència de les cèl·lules convectives, que tenen una velocitat molt més gran. s’han detectat altres fluxos de

material en direcció polar. Aquests fluxos estan fortament arrelats a la zona de convecció i porta material des de

l’equador fins als pols en un any.

La cromosfera i la zona de transició del Sol es troben cobertes de cèl·lules de desenes de milers de quilòmetres de

diàmetre que centellegen en intervals d’una 10 minuts, amb temperatura d’entre 60000K i 80000K.

En la corona en les proximitats del màxim del cicle solar, el Sol es troba cobert de bucles brillants molt magnetitzats.

La corona està dominada per aquestes estructures fortament arrelades a les capes inferior fotosfèriques,

generalment en taques de polaritat oposada. Aquests bucles s’escalfen per injecció de material calent en la seva part

inferior i estan en continu moviment aleatori seguint els moviments del plasma. Una explicació a l’escalfor de la

corona és la teoria de la recombinació magnètica. Quan els bucles entren en contacte amb nous bucles que

provenen de capes inferiors amb polaritat magnètica oposada, la configuració del camp magnètic local es

reestructura i escalfa el material, s’emet radiació en altes energies i fins i tot s’expulsa plasma al medi interplanetari.

Un cas extrem d’aquest fenomen és l’ejecció de massa coronal (EMC). Es presenten com enormes bombolles de gas

magnetitzat que s’expandeixen des del Sol cap a l’espai.

La forma de les EMC suggereix bucles magnètics que s’estiren, retorcen i, quan són inestables, es trenquen, amb la

qual cosa alliberen a l’espai par del seu material. L’energia magnètica es transforma en cinètica i tèrmica. Una

vegada lliure forma una ona de xoc que viatja per l’espai interplanetari. Si en el seu camí es troba amb la Terra, les

partícules energètiques i el camp magnètic associat colpegen la magnetosfera produint tempestats magnètiques,

aurores intenses, problemes amb els satèl·lits o apagades de llum.

Les fàcules solars són cèl·lules de convecció de curta duració, de varis milers de quilòmetres de diàmetre que

constantment es formes i es dissipen en escales de temps d’uns quants minuts. Són produïdes per la concentració de

línies de camp magnètic.

La prominència és una facció gran i brillant que s’estén des de la superfície del Sol en forma de bucle. S’ancoren a la

superfície del Sol a la fotosfera i s’estenen cap a fora en la corona solar. Mentre que la corona es composa de gasos

ionitzats extremadament calents, les prominències conten plasma molt més fred, composició similar a la cromosfera.

Algunes es trenquen i donen lloc a EMC.

Una erupció solar és una gran explosió en l’atmosfera del Sol que por alliberar fins a 6·10 25J. La majoria ocorren en

regions activen al voltant de taques solars, on els intensos camps magnètics penetren en la fotosfera per enllaçar la

corona amb l’interior solar. Els centelleigs són impulsats per l’alliberació sobtada d’energia magnètica

emmagatzemada en la corona. Si una flamarada solar és excepcionalment poderosa, pot causar EMC.

Cicle Vital

El Sol està a mig camí de la seva evolució en l’etapa de la seqüència principal. En uns 5 mil milions d’anys, entrarà en

una fase de gegant vermella, les seves capes exterior s’expandiran quan s’hagi consumit l’hidrogen del nucli i aquest

es contregui i s’escalfi. La fusió de l’heli s’iniciarà quan la temperatura del nucli arribi a uns 100 milions de K i

produirà carbó, entrant en la fase branca asimptòtica gegant. Aquí el Sol ja haurà perdut el 30% de la seva massa

actual aprox. degut als vents estel·lars, pel qual les òrbites dels planetes es mouran cap a l’exterior. Noves

investigacions suggereixen que la Terra serà empassada pel Sol a causa de les interaccions de marea. Inclòs si la

Terra escapés de la incineració del Sol, tota l’aigua seria evaporada i la major part de la seva atmosfera s’escaparia a

l’espai. Ara mateix el Sol s’està convertint en una estrella gradualment més lluminosa i la temperatura de la seva

superfície augmenta lentament. Després de la fase de gegant vermella, intenses pulsacions tèrmiques causaran que

el Sol es desfaci de les seves capes exteriors formant una nebulosa planetària. El seu nucli que és extremadament

calent, es refredarà poc a poc i s’apagarà gradualment com una nana blanca durant milers de milions d’anys.