Sol
.svg){kind=small}
El Sol és un estel situat al centre del sistema solar. Es tracta d'una esfera gairebé perfecta de plasma calent[5] portada a la incandescència per les reaccions de fusió nuclear que es produeixen al seu nucli i que radia energia majoritàriament en forma de llum visible i radiació infraroja. És amb molta diferència la font d'energia més important per a la vida a la Terra. Té un diàmetre d'aproximadament 1,39 milions de quilòmetres, xifra que equival a uns 109 diàmetres terrestres, i una massa equivalent a unes 330.000 masses terrestres, que representa un 99,86% de la massa total del sistema solar.[6] L'hidrogen representa unes tres quartes parts de la massa del Sol (~ 73%) i la resta es compon majoritàriament d'heli (~ 24,5%), amb traces d'elements més pesants com ara l'oxigen, el carboni, el neó i el ferro.[7]
El Sol és un estel de la seqüència principal de tipus G (G2V). Per aquest motiu, és descrit informalment com un nan groc, tot i que en realitat la seva llum és més aviat blanca. Es formà fa aproximadament 4.600 milions d'anys[8] com a resultat del col·lapse gravitatori de part d'un gran núvol molecular. La majoria de la matèria caigué al centre i la resta començà a girar al seu voltant en un disc pla que esdevindria el sistema solar. La massa central assolí una temperatura i una densitat tan altes que el nucli del Sol acabà entrant en fusió nuclear, seguint el mateix procés d'ignició que gairebé tots els altres estels.
Cada segon, el nucli del Sol fusiona uns 600 milions de tones d'hidrogen en heli i converteix 4 milions de tones de massa en energia. La Terra i tots els altres planetes del sistema solar giren al seu voltant. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig també giren al voltant del Sol. Com que és l'estel més pròxim a la Terra (és a 150.000.000 km), és també l'astre més brillant del firmament. La seva presència o absència en el cel determina el dia i la nit, respectivament. L'energia radiada pel Sol és aprofitada pels éssers fotosintètics, que constitueixen la base de la cadena alimentària. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics.[9]
És una mica més gran i calent que un estel mitjà.[10] És una immensa esfera quasi perfecta de plasma formada majoritàriament per hidrogen i heli.[11][12] Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjançant processos nuclears de fusió. Arribarà al final de la seva vida d'aquí a uns 5.000 milions d'anys més. Arribat aquell moment, es convertirà en una gegant vermella i després en una nana blanca.
Malgrat que és un estel de mida mitjana, la proximitat a la Terra produeix un diàmetre angular de 32′ 35″ en el periheli i 31′ 31″ en l'afeli, la qual cosa dona un diàmetre mitjà de 32′ 03″. Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i la Lluna són tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandària aparent.
L'enorme efecte del Sol a la Terra ha estat reconegut des dels temps prehistòrics. El Sol ha estat considerat per algunes cultures com una deïtat. La rotació sinòdica de la Terra i la seva òrbita al voltant del Sol són la base dels calendaris solars, un dels quals és el calendari predominant en ús avui en dia.
Etimologia
La paraula sol té diverses variacions a través de les famílies de llengües. Per exemple, en les llengües de la família indoeuropea, en la majoria dels casos es troba una part nominativa amb una l, en lloc de l'arrel genitiva en n, com per exemple en llatí sōl, el grec ἥλιος (hèlios), el gal·lès haul i el rus солнце (solntse) (pronunciat sontse), així com (amb *l > r) en sànscrit स्वर (svár) i persa خور (xvar). De fet, l'arrel de la l va sobreviure també en protogermànic, com *sōwelan, que va donar lloc al gòtic sauil (al costat de sunnō) i el prosaic nòrdic antic sól (al costat de la poètica sunna), i a través d'ella les paraules per a ‘sol’ en les llengües escandinaves modernes: suec i danès solen, islandès sólin, etc.[13] La paraula anglesa sun es va desenvolupar de l'anglès antic sunne. Els cognats apareixen en altres llengües germàniques, incloent el frisó occidental sinne, l'holandès zon, el baix alemany Sünn, l'alemany estàndard Sonne, el bavarès Sunna, el nòrdic antic sunna i el gòtic sunnō. Totes aquestes paraules provenen del protogermànic *sunnōn.[14][13]
Les paraules grega i llatina apareixen en la poesia com a personificacions del Sol, Hèlios i Sol,[15] mentre que en ciència-ficció en llengua anglesa «Sol» es pot utilitzar com a nom de l'astre per distingir-lo dels altres. El terme «sol», amb essa minúscula, és utilitzat pels astrònoms planetaris per determinar la durada d'un dia solar en un altre planeta com Mart.[16]
Els principals adjectius del Sol en català són assolellat per a la llum solar i, en contextos tècnics, solar,[17] del llatí sol[18] —aquest últim es troba en termes com dia solar, eclipse solar i sistema solar—. Del grec helios ve l'adjectiu poc comú helíac.[19]
El terme anglès del dia de la setmana Sunday prové de l’anglès antic Sunnandæg (literalment 'dia del sol'), una interpretació germànica de la frase llatina diēs sōlis, que és una traducció del grec ἡμέρα ἡλίου (hēmera hēliou, 'dia del sol').[20]
Característiques
Cal dir que el Sol no és perfectament rodó. Al seu centre, la densitat és aproximadament 1,5 × 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears (fusió) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 × 1045 àtoms passen per reaccions nuclears cada segon. Això allibera energia que fuig de la superfície del Sol com a llum. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur, podria esdevenir-se que l'energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat.
Tota la matèria del Sol està en forma de plasma a causa de la seva temperatura extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les línies del camp magnètic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formació de les espectaculars taques solars i protuberàncies solars.
La corona solar té 1011 àtoms/m³, i la fotosfera té 1023 àtoms/m³.
Durant algun temps, es va pensar que el nombre de neutrins produïts en les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicció teòrica, un problema que es denominà problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.
El Sol no té un límit definit, però la seva densitat disminueix exponencialment a mesura que augmenta l'alçada per sobre de la fotosfera.[21] A efectes de mesura, es considera que el radi del Sol és la distància des del seu centre fins a la vora de la fotosfera, l’aparent superfície visible del Sol.[22] Amb aquesta mesura, el Sol és una esfera gairebé perfecta amb un aplatament calculat en 9 milionèsimes,[23] el que significa que el seu diàmetre polar difereix només del seu diàmetre equatorial en 10 km.[24] L'efecte mareomotriu dels planetes és feble i no afecta significativament la forma del Sol.[25] El Sol gira més ràpid al seu equador que els seus pols. Aquesta rotació diferencial és causada pel moviment convectiu a causa del transport de calor i la força de Coriolis a causa de la rotació del Sol. En un marc de referència definit per les estrelles, el període de rotació és d'aproximadament 25,6 dies a l'equador i 33,5 dies als pols. Vist des de la Terra mentre orbita al voltant del Sol, el període de rotació aparent del Sol al seu equador és d'uns 28 dies.[26] Vist des d’un mirador sobre el seu pol nord, el Sol gira en sentit antihorari al voltant del seu eix de gir.[a][27] Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i la NASA van posar en òrbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre del 1995.[28]
Llum solar
.jpg)
La constant solar és la quantitat d'energia que el Sol diposita per unitat d'àrea que està directament exposada a la llum solar. La constant solar és aproximadament igual a 1.368 W/m² (watts per metre quadrat) a una distància d’una unitat astronòmica (UA) del Sol (és a dir, a la Terra o a prop).[29] La llum del Sol a la superfície de la Terra és atenuada per l'atmosfera terrestre, de manera que arriba menys potència a la superfície (al voltant de 1000 W/m²) en condicions clares quan el Sol és a prop del zenit.[30] La llum solar a la part superior de l'atmosfera terrestre es compon (per energia total) d’un 50% de llum infraroja, un 40% de llum visible i un 10% de llum ultraviolada.[31] L’atmosfera, en particular, filtra més del 70% dels ultraviolats solars, especialment a les longituds d’ona més curtes.[32] La radiació ultraviolada solar ionitza l'atmosfera superior durant el dia a la Terra, creant una conducció elèctrica a l'anomenada ionosfera.[33]
El color del Sol és blanc, amb un índex d'espai de color a prop CIE (0.3, 0.3), quan es veu des de l'espai o quan el Sol és alt al cel, i la radiació solar per longitud d’ona arriba a la part verda de l'espectre.[34][35] Quan el Sol està baix al cel, la dispersió atmosfèrica fa que el Sol sigui groc, vermell, taronja o magenta. Malgrat la seva típica blancor, la majoria de la gent veu mentalment el Sol com a groc;[b] els motius són objecte de debat[36] però barregen elements culturals amb perceptius. El Sol és un estel G2V, amb G2 indicant la seva temperatura superficial d'aproximadament 5.778 K (5.505 °C), i V que, com la majoria de les estrelles, és un estel de seqüència principal.[37][38] La luminància mitjana del Sol és a prop de 1,88 giga candeles per metre quadrat, però, tal com es veu a través de l'atmosfera terrestre, es redueix a aproximadament 1,44 Gcd/m².[c] No obstant això, la lluminositat no és constant a tot el disc del Sol (enfosquiment vers el limbe).
Composició
El Sol està compost principalment per elements químics d'hidrogen i heli. En aquest moment de la vida del Sol, representen el 74,9% i el 23,8% de la massa del Sol a la fotosfera, respectivament.[39] Tots els elements més pesants,[d] anomenats metalls en astronomia, representen menys del 2% de la massa, sent l'oxigen (aproximadament l'1% de la massa del Sol), el carboni (0,3%), el neó (0,2%) i el ferro (0,2%) els més abundants.[40]
La composició química original del Sol va ser heretada del medi interestel·lar de la qual es va formar. Originalment hauria contingut aproximadament un 71,1% d’hidrogen, un 27,4% d’heli i un 1,5% d’elements més pesants.[39] L'hidrogen i la major part de l'heli del Sol haurien estat produïts per nucleosíntesi de Big Bang en els primers 20 minuts de l'univers, i els elements més pesants van ser produïts per generacions d’estrelles anteriors abans que es formés el Sol i es va estendre al medi interestel·lar durant les etapes finals de la vida estel·lar i per esdeveniments com les supernovae.[41]
Des que es va formar el Sol, el principal procés de fusió ha consistit en fusionar hidrogen amb heli. Durant els últims 4.600 milions d'anys, la quantitat d'heli i la seva ubicació dins del Sol han canviat gradualment. Dins del nucli, la proporció d'heli ha augmentat d'un 24% a un 60% a causa de la fusió, i part de l'heli i elements pesants s'han instal·lat des de la fotosfera cap al centre del Sol a causa de la gravetat. Les proporcions de metalls (elements més pesants) no canvien. La calor és transferida cap a fora del nucli del Sol per radiació més que per convecció (vegeu la zona radiant més avall), de manera que els productes de fusió no s’eleven cap a l'exterior per la calor; romanen al nucli[42] i a poc a poc s'ha començat a formar un nucli intern d'heli que no es pot fusionar perquè actualment el nucli del Sol no és prou calent ni dens per fusionar heli. A la fotosfera actual es redueix la fracció d'heli i la metal·licitat és només el 84% del que era en la fase protoestel·lar (abans de començar la fusió nuclear al nucli). En el futur, l’heli continuarà acumulant-se al nucli i, en uns 5.000 milions d'anys, aquesta acumulació gradual farà que el Sol surti de la seqüència principal i esdevenir una gegant vermella.[43]
La composició química de la fotosfera es considera normalment representativa de la composició del sistema solar primordial.[44] Les abundàncies d’elements pesants solars descrites anteriorment es mesuren tan usant-se espectroscòpia de la fotosfera del Sol o bé mesurant abundàncies en meteorits que mai s'han escalfat a temperatures de fusió. Es creu que aquests meteorits conserven la composició del Sol protoestel·lar i, per tant, no es veuen afectats per l'assentament d'elements pesants. Els dos mètodes generalment concorden bé.[45]
Elements del grup de ferro ionitzats individualment
Als anys setanta, moltes investigacions es van centrar en les abundàncies dels elements del grup de ferro al Sol.[46][47] Tot i que es van fer importants investigacions, fins al 1978 va ser difícil determinar l’abundància d’alguns elements del grup de ferro (per exemple el cobalt i el manganès) a través de l'espectroscòpia a causa de les seves estructures hiperfines.[46]
El primer conjunt de forces d'oscil·lador d’elements del grup de ferro ionitzats individualment es van fer disponibles als anys seixanta,[48] i aquestes van ser millorades posteriorment.[49] El 1978 es van derivar les abundàncies d’elements ionitzats individualment del grup del ferro.[46]
Composició isotòpica
Diversos autors han considerat l'existència d'un gradient en les composicions isotòpiques dels gasos nobles solars i planetaris,[50] per exemple les correlacions entre composicions isotòpiques del neó i xenó al Sol i als planetes.[51]
Abans del 1983, es pensava que tot el Sol tenia la mateixa composició que l’atmosfera solar.[52] El 1983 es va afirmar que va ser el fraccionament al mateix Sol el que va causar la relació de composició isotòpica a través del vent solar entre els gasos nobles planetaris.[52]
Estructura i fusió
Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la força gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la força de pressió de radiació i la pressió del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'estel ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega en l'anomenat equilibri hidroestàtic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.
Nucli solar
Ocupa uns 139.000 km del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix.[53] El Sol està constituït per un 81% d'hidrogen, 18% d'heli i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen de catalitzadors en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del segle xx, el físic austríac Fritz Houtermans (1903-1966) i l'astrònom anglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El 1938, Hans Albrecht Bethe (1906-2005) als Estats Units i Carl Friedrich von Weizsäcker (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen el carboni i el nitrogen com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatre protons en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'Einstein (E = mc²), on E és l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions de kèlvins.[e]
El cicle consta de les etapes següents:
- + →
- → + e+ + neutrí
- + →
- + →
- → + e+ + neutrí
- + → +
Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim:
4 → + 2 e+ + 2 neutrins + 26,7 MeV.
L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga, prop de 6,7 x 10¹⁴ joules per quilogram de protons consumits. El carboni hi actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.
Cicle de fusió protó-protó
Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en els estels és el cicle de Critchfiel o protó-protó. El 1938, Charles Critchfiel, un jove físic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat de George Washington, va adonar-se que, en el xoc entre dos protons molt ràpids, pot ocórrer que un dels protons perda la seua càrrega positiva i es convertisca en un neutró, que roman unit a l'altre protó, constituint un deuteró, és a dir, un nucli d'hidrogen pesant. La reacció és:
+ → + e+ + neutrí
+ →
+ → + 2 .
Observacions
El primer cicle (CNO) es dona en estels més calents i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Pel que fa al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seva energia era produïda exclusivament per l'enllustrament de Bethe, però s'ha demostrat els últims anys que la calor solar procedix en un 99% del cicle protó-protó.
Arribarà un dia en què el Sol esgoti tot l'hidrogen de la regió central en transformar-lo en heli; la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, escalfant cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estel gegant roig. El diàmetre del Sol pot arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra, amb la qual cosa qualsevol forma de vida s'hi haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central arribi aproximadament a 100 milions de graus, començarà a produir-se la conversió de l'heli en carboni, fins que el primer s'esgoti, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que en esgotar-se l'hidrogen. D'aquesta manera, el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, en refredar-se totalment, en una nana negra.
Zona radiant
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats d'hidrogen i heli ionitzat.[54] Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés.[55] Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible.
Tacoclina
La zona radiativa i la zona convectiva estan separades per una capa de transició, la tacoclina. Aquesta és una regió on el règim agut canvia entre la rotació uniforme de la zona radiativa i la rotació diferencial de la zona convectiva dona com a resultat una gran tensió entre ambdues: una condició on les successives capes horitzontals llisquen entre si.[56] Actualment, ha sorgit una hipòtesi (vegeu Dinamo solar) que una dinamo magnètica dins d'aquesta capa genera el camp magnètic del Sol.[57]
Zona convectiva
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació.[58] Per tant, l'energia es transmet per convecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen de densitat; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius.[59] Així, a uns 200.000 quilòmetres sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; les parcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.
Fotosfera
