SOL: ORIGEN, CARACTERÍSTIQUES, ESTRUCTURA, COMPOSICIÓ, ACTIVITAT - ART - 2025

El Sol és l'estrella que constitueix el centre de el Sistema Solar i la més propera a la Terra, a la qual proveeix d'energia en forma de llum i calor, donant origen a les estacions, a l'clima i als corrents oceànics de l'planeta. En resum, oferint les condicions primàries necessàries per a la vida.

El Sol és l'objecte celeste més important per als éssers vius. Es creu que va tenir el seu origen fa uns 5 bilions d'anys, a partir d'un immens núvol de matèria estel·lar: gas i pols. Aquests materials van començar a aglutinar-gràcies a la força de la gravetat.

El Sol brinda energia i calor a l'planeta, perquè en ell es pugui desenvolupar la vida. Font: Pexels

Molt probablement es comptaven allà les restes d'algunes supernoves, estrelles destruïdes a causa d'un cataclisme colossal, que van donar lloc a una estructura anomenada proto-estrella.

La força de gravetat va fer que més i més matèria s'anés acumulant, i amb això la temperatura de la protoestrella també va augmentar fins a un punt crític, d'al voltant d'1 milió de graus Celsius. Justament allà es va encendre el reactor nuclear que va donar origen a una nova estrella estable: el Sol.

En termes molt generals, el Sol pot ser considerat una estrella bastant típica, encara que amb massa, ràdio i algunes altres propietats fora del que podria considerar-se el "mitjana" entre les estrelles. Més endavant veurem en quina categoria es troba el Sol entre les estrelles que coneixem.

La humanitat sempre s'ha sentit fascinada pel Sol i ha creat moltes formes de estudiar-ho. Bàsicament l'observació es fa mitjançant telescopis, que durant molt temps van estar a la Terra i ara també estan en els satèl·lits.

A través de la llum es coneixen diversos pisos de el Sol, per exemple l'espectroscòpia permet conèixer la seva composició, gràcies al fet que cada element deixant una traça distintiva. Els meteorits són una altra gran font d'informació, perquè mantenen la composició original del núvol protoestelar.

Característiques generals

A continuació, algunes de les principals característiques de Sol que han pogut ser observades des de la Terra:

-La seva forma és pràcticament esfèrica, tot just es achata lleugerament en els pols a causa del seu rotació, i des de la Terra és vist com un disc, d'allí que l'hi nom de vegades com a disc solar.

-Els elements més abundants són l'hidrogen i l'heli.

-Mesurat des de la Terra, la mida angular de el Sol és d'aproximadament ½ grau.

-El radi de el Sol és aproximadament de 700.000 km i s'estima a partir de la seva mida angular. El diàmetre per tant és d'uns 1.400.000 km, aproximadament 109 vegades el de la Terra.

-La distància mitjana entre el Sol i la Terra és la Unitat Astronòmica de distància.

-Quant a la seva massa, s'obté a partir de l'acceleració que la Terra adquireix quan es trasllada al voltant de el Sol i el radi solar: unes 330.000 vegades més gran que la Terra o 2 x 10 ³⁰ kg aproximadament.

-Experimenta cicles o períodes de gran activitat, relacionada amb el magnetisme solar. Llavors, apareixen les taques solars, les fulguracions o flamarades i les erupcions de massa coronal.

-La densitat de el Sol és molt menor que la de la Terra, a l'tractar-se d'una entitat gasosa.

-Quant a la seva lluminositat, que es defineix com la quantitat d'energia irradiada per unitat de temps -la potència-, equival a 4 x10 ³³ ergios / so més de 10 ²³ kilowatts. A tall de comparació, una bombeta incandescent irradia menys de 0.1 kilowatt.

-La temperatura efectiva de el Sol és de 6000 ºC. Es tracta d'una temperatura mitjana, més endavant veurem que el nucli i la corona són regions molt més calents que això.

Classificació de el Sol

El Sol és considerat una estrella nana groga. En aquesta categoria estan les estrelles que tenen massa d'entre 0.8-1.2 vegades la massa de el Sol.

D'acord al seu lluminositat, massa i temperatura, les estrelles posseeixen certes característiques espectrals. Es pot elaborar un diagrama situant a l'estrella en un gràfic de temperatura versus lluminositat, conegut com diagrama Hertzsprung-Russell.

Classificació de les estrelles en el diagrama Hertzsprung-Russell. El Sol es troba en la seqüència principal. Font: Wikimedia Commons.

En aquest diagrama hi ha una regió on s'ubica la major part de les estrelles conegudes: la seqüència principal.

Allà les estrelles passen gairebé tota la seva vida i segons les característiques esmentades, se li assigna un tipus espectral denotat amb una lletra majúscula. El nostre Sol es troba en la categoria d'estrella tipus G2.

Una altra forma bastant general de classificar les estrelles és en tres grans grups de poblacions estel·lars: I, II i III, distinció que es fa segons la quantitat d'elements pesats en la composició.

Per exemple, les estrelles de la població III són de les més antigues, formades a l'inici de l'Univers, poc després del Big Bang. En elles predominen l'heli i l'hidrogen.

En canvi les poblacions I i II són més joves, i contenen més elements pesats, per la qual cosa es creu que s'han format amb matèria deixada per explosions de supernova d'altres estrelles.

D'entre aquestes, la població II és més antiga i està conformada per estrelles més fredes i menys lluminoses. El nostre Sol s'ha classificat dins de la població I, un estel relativament jove.

estructura

Estructura en capes de el Sol. Font: Wikimedia Commons.

Per facilitar el seu estudi, l'estructura de el Sol es divideix en 6 capes, distribuïdes en regions ben diferenciades, començant des de l'interior:

-El nucli solar

-Zona radiativa

-Zona convectiva

-Fotosfera

-Cromosfera

nucli

La seva grandària és aproximadament 1/5 de el radi solar. Allà el Sol produeix l'energia que irradia, gràcies a les altes temperatures (15 milions de graus centígrads) i pressions regnants, que el converteixen un reactor de fusió.

La força de gravetat actua com estabilitzadora d'aquest reactor, on tenen lloc reaccions en què es produeixen diversos elements químics. En la més elemental, els nuclis d'hidrogen (protons) es converteixen en nuclis d'heli (partícules alfa), que són estables sota les condicions que imperen a l'interior de l'nucli.

Després es produeixen elements més pesats, com carboni i oxigen. Totes aquestes reaccions alliberen energia que viatgen per l'interior de el Sol fins escampar en el Sistema Solar, inclosa la Terra. S'estima que cada segon, el Sol transforma 5 milions de tones de massa en pura energia.

zona radiativa

L'energia provinent de l'nucli es desplaça cap a l'exterior mitjançant un mecanisme de radiació, tal com el foc d'una foguera escalfa els voltants.

En aquesta zona, la matèria es troba en estat de plasma, a una temperatura no tan elevada com en el nucli, però que arriba a uns 5 milions de kelvin. L'energia en forma de fotons -els paquets o "quants" de llum- són transmesos i reabsorbits moltes vegades per les partícules que componen el plasma.

El procés és lent, encara que de mitjana li pren al voltant d'un mes als fotons de l'nucli arribar a la superfície, en ocasions poden trigar fins a un milió d'anys a seguir viatge cap a les zones exteriors perquè puguem veure-ho en forma de llum.

zona convectiva

Ja que l'arribada dels fotons provinents de la zona radiativa es retarda, la temperatura en aquesta capa descendeix ràpidament fins a 2 milions de kelvin. El transport d'energia passa a ser per convecció, atès que la matèria aquí no està tan ionitzada.

El transport d'energia per convecció es produeix pel moviment de remolins de gasos a diferents temperatures. Així, els àtoms escalfats van ascendint cap a les capes més externes de el Sol, portant amb si aquesta energia, però de manera no homogènia.

fotosfera

Aquesta "esfera de llum" és la superfície aparent de la nostra estrella, la que veiem d'ella (sempre s'ha d'utilitzar filtres especials per veure directament a el Sol). És aparent perquè el Sol no és sòlid, sinó que està fet de plasma (un gas molt calent altament ionitzat), per tant no té una superfície real.

Es pot veure la fotosfera a través d'un telescopi proveït amb filtre. Llueix com grànuls brillants sobre fons una mica més fosc, amb la brillantor disminuint una mica cap a les vores. Els grànuls es deuen a les corrents de convecció que esmentem abans.

La fotosfera és transparent fins a cert punt, però després el material es torna tan dens que no és possible veure a través.

cromosfera

És la capa més externa de la fotosfera, equivalent a l'atmosfera i de lluminositat rogenca, amb gruix variable entre 8. 000 i 13.000 i temperatura entre 5.000 i 15.000 ºC. Es fa visible durant un eclipsi solar i en ella es produeixen gegantines tempestes de gasos incandescents l'altura arriben milers de quilòmetres.

corona

És una capa de forma irregular que s'estén sobre diversos ràdios solars i és visible a simple vista. La densitat d'aquesta capa és menor a la de la resta, però pot arribar a temperatures de fins a 2 milions de kelvin.

Encara no està clar per què la temperatura d'aquesta capa és tan elevada, però d'alguna manera està relacionat amb els intensos camps magnètics que produeix el Sol.

A l'exterior de la corona hi ha gran quantitat de pols concentrat en el pla equatorial de el sol, que difon la llum provinent de la fotosfera, generant l'anomenada llum zodiacal, una banda de llum tènue que es pot veure a simple vista després de la posta de l' sol, prop del punt de l'horitzó des d'on emergeix l'eclíptica.

També s'observen bucles que van des de la fotosfera fins a la corona, formats de gas molt més fred que la resta: són les protuberàncies solars, visibles durant els eclipsis.

heliosfera

Una capa difusa que s'estén més enllà de Plutó, en la qual es produeix el vent solar i es manifesta el camp magnètic de el Sol.

composició

En el Sol es troben gairebé tots els elements que coneixem de la Taula Periòdica. L'heli i l'hidrogen són els elements que més abunden.

A partir d'l'anàlisi de l'espectre solar, se sap que a la cromosfera està composta d'hidrogen, heli i calci, mentre que a la corona s'han trobat ferro, níquel, calci i argó en estat ionitzat.

Per descomptat que el Sol ha variat la seva composició amb el córrer el temps i continuarà fent-ho a mesura que gasta la seva provisió d'hidrogen i heli.

activitat solar

Des del nostre punt de vista, el Sol sembla bastant tranquil. Però en realitat és un lloc ple d'activitat, en el qual se succeeixen fenòmens a una escala inimaginable. Totes les pertorbacions que ocorren contínuament al Sol reben el nom d'activitat solar.

El magnetisme té un paper molt important en aquesta activitat. Entre els principals fenòmens que succeeixen al Sol estan:

Les prominències solars

Les prominències, protuberàncies o filaments es formen a la corona i consisteixen en estructures de gas a elevada temperatura, que arriben a una gran altura.

S'aprecien en la vora del disc solar en forma d'estructures allargades que s'entrellacen, sent modificades contínuament pel camp magnètic de el Sol.

Ejeccions de massa coronal

Com el seu nom indica, gran quantitat de matèria és eyectada a gran velocitat pel Sol, a raó d'uns 1000 km / s. Es deu al fet que les línies de camp magnètic s'entrellacen entre si i al voltant d'una prominència solar, provocant la sortida de l'material.

Solen durar hores, fins que les línies de camp magnètic es desfan. Amb les ejeccions de massa coronal es crea un gran flux de partícules que arriba a la Terra a el cap d'uns pocs dies.

Aquest flux de partícules interactua amb el camp magnètic terrestre i es manifesta entre altres coses com aurores boreals i aurores australs.

taques solars

Són regions de la fotosfera on el camp magnètic és molt intens. Llueixen com taques fosques sobre el disc solar i estan a menor temperatura que la resta. En general apareixen en grups molt variables, la periodicitat és de 11 anys: el famós Cicle Solar.

Els grups de taques són molt dinàmics, seguint el moviment de rotació de el Sol, amb una taca més gran que va per davant i una altra que tanca el grup. Els científics han tractat de predir el nombre de taques de cada cicle, amb relatiu èxit.

flamarades

Es produeixen quan el Sol expulsa material de la cromosfera i la corona. S'observen com una espurna lluminós que fa lluir més brillants algunes regions de el Sol.

mort

Com tota estrella, el Sol desapareixerà un dia, però no serà en un futur proper. Font: Pxhere.

Mentre duri el seu combustible nuclear, el Sol seguirà existint. Difícilment la nostra estrella reuneix les condicions per morir en una gran catàstrofe de tipus supernova, perquè per a això un estel necessita d'una massa molt més gran.

Així que el més probable és que a mesura que s'esgoten les reserves, el Sol s'infli i es converteixi en una gegant vermella, evaporant els oceans de la Terra.

Les capes de el Sol s'estendran al seu voltant, engolint a el planeta i formant una nebulosa consistent en gas molt brillant, un espectacle que la humanitat podria apreciar, si per llavors s'ha assentat en un planeta distant.

El romanent de l'antic Sol que quedarà a l'interior de la nebulosa serà una nana blanca, molt petita, més o menys de la mida de la Terra, però molt més densa. Es refredarà molt, molt lentament, podent passar en aquesta etapa uns 1000 milions d'anys més, fins a esdevenir una nana negra.

Però de moment no hi ha motius per preocupar-se. S'estima que el Sol en aquest moment ha viscut menys de la meitat de la seva vida i passaran entre 5000 i 7000 milions d'anys abans que comenci l'etapa de gegant vermella.

referències

1. Tot sobre Space. 2016.Tour of the Universe. Imagini Publishing.
2. How It Works. 2016. Book of Space. Imagini Publishing.
3. Oster, L. 1984. Astronomia Moderna. Editorial Reverté.
4. Wikipedia. Diagrama de Hertzsprung-Russell. Recuperat de: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Població estel·lar. Recuperat de: es.wikipedia.org.