El Sol

INTRODUCCIÓ

Sol, l'estrella que, per l'efecte gravitacional de la seva massa, domina el sistema planetari que inclou a la Terra. Mitjançant la radiació de la seva energia electromagnètica, aporta directament o indirectament tota l'energia que manté la vida a la Terra, perquè tot l'aliment i el combustible procedeixen en última instància de les plantes que utilitzen l'energia de la llum del Sol.


HISTORIA DE LA OBSERVACIÓ CIENTÍFICA

Durant la major part del temps que els éssers humans han estat sobre la Terra, el Sol ha estat considerat un objecte d'especial importància. Moltes cultures antigues van adorar al Sol i moltes més van reconèixer la seva importància en el cicle de la vida. A part de la seva rellevància posicional per assenyalar, per exemple, solsticis, equinoccis i eclipsis (vegeu Arqueoastronomía), l'estudi quantitatiu del Sol data del descobriment de les taques solars; l'estudi de les seves propietats físiques no va començar fins molt més tard.

Els astrònoms xinesos van observar taques solars a simple vista ja a l'any 200 aC Però en 1611, Galileu va utilitzar el telescopi, acabat d'inventar, per observar-les de manera sistemàtica. El descobriment de Galileu va significar el començament d'una nova aproximació a l'estudi del Sol, que va passar a ser considerat un cos dinàmic, en evolució, i les seves propietats i variacions van poder ser, per tant, compreses científicament.


COMPOSICIÓ I ESTRUCTURA

La quantitat total d'energia emesa pel Sol en forma de radiació és bastant constant, i no varia més que unes poques dècimes d'un 1% en diversos dies. Aquesta energia es genera en les profunditats del Sol. Igual que la majoria de les estrelles, el Sol es compon sobretot d'hidrogen (71%); també conté heli (27%) i altres elements més pesats (2%). A prop del centre del Sol, la temperatura és de gairebé 16.000.000 K i la densitat és 150 vegades la de l'aigua.
Sota aquestes condicions, els nuclis dels àtoms d'hidrogen individuals actuen entre si, experimentant la fusió nuclear (vegeu Energia nuclear). El resultat net d'aquests processos és que quatre nuclis d'hidrogen es combinen per formar un nucli d'heli, i l'energia sorgeix en forma de radiacions gamma. Una enorme quantitat de nuclis reacciona cada segon, generant una energia equivalent a la que es produiria per l'explosió de 100.000 milions de bombes d'hidrogen d'un megatona per segon. La 'combustió' nuclear de l'hidrogen en el centre del Sol s'estén a un 25% del radi solar.


TAQUES SOLARS

George Ellery Hale va descobrir en 1908 que les taques solars (àrees més fredes de la fotosfera) presenten camps magnètics forts. Una taca solar comuna té una densitat de flux magnètic de 0,25 tesles. En comparació, el camp magnètic de la Terra té una densitat de flux de menys de 0,0001 tesles. Les taques solars es solen donar en parelles, amb les dues taques amb camps magnètics que assenyalen sentits oposats. El cicle de les taques solars, en què la quantitat de taques solars varia de menys a més i torna a disminuir al cap d'uns 11 anys, es coneix almenys des de principis del segle XVIII. No obstant això, el complex model magnètic associat amb el cicle solar només es va comprovar després del descobriment del camp magnètic del Sol.


CAMP MAGNÈTIC

Gran part del camp magnètic està fora de les taques solars. L'absència de penetració del camp magnètic del Sol afegeix complexitat, diversitat i bellesa a l'atmosfera exterior del Sol. Per exemple, la turbulència a major escala a la zona de convecció empeny gran part del camp magnètic per sobre de la fotosfera cap als extrems de les cèl·lules de supergranulación. La radiació de la capa que està exactament sobre de la fotosfera, anomenada cromosfera, segueix aquest model amb claredat. Dins dels límits supergranulars, es llancen a la cromosfera dolls de matèria a una altitud de 4.000 km en 10 minuts. Les trucades espícules estan produïdes per la combinació de la turbulència i els camps magnètics en els extrems de les molècules supergranulars.

LA CORONA

L'atmosfera solar exterior que s'estén diversos radis solars des del disc del Sol és la corona. Tots els detalls estructurals de la corona es deuen al camp magnètic. La major part de la corona es compòn de grans arcs de gas calent: arcs més petits dins de les regions actives i arcs més grans entre elles. Les formes arquejades i de vegades arrissades es deuen al camp magnètic.

VENT SOLAR

En un o dos radis solars des de la superfície del Sol, el camp magnètic de la corona té la força suficient per retenir el material gasós i calent de la corona en grans circuits. Com més lluny està del Sol, el camp magnètic és més feble i el gas de la corona pot llançar literalment el camp magnètic a l'espai exterior. Quan succeeix això, la matèria recorre grans distàncies al llarg del camp magnètic.


EVOLUCIÓ SOLAR 

El passat i el futur del Sol s'han deduït dels models teòrics d'estructura estel·lar. Durant els seus primers 50 milions d'anys, el Sol es va contraure fins arribar a la seva grandària actual. L'energia alliberada pel gas escalfava l'interior i, quan el centre va estar prou calenta, la contracció va cessar i la combustió nuclear de l'hidrogen en heli va començar al centre. El Sol ha estat en aquesta etapa de la seva vida durant uns 4.500 milions d'anys.