Eguzkiaren aktibitatea (I)

Gugandik hurbilen dagoen izarra izan arren, orain arte ez dugu berari buruz hitz egin. Garaia dugu, bada, azkenaldi honetan erakutsi duen aktibitate bortitz horren aitzakiarekin, beraren berezitasunez aritzeko. Oraingo honetan Eguzkiaren azterketa orokorra egingo dugu eta hurrengoan aktibitatearen agerbide arruntenetan eta beraiek Lurrean eta inguruko espazioan dituzten eraginetan sakonduko dugu.

Jakina denez, milaka izarren igorpenen behaketetan oinarrituta zientzilariek haien eboluzioaren urratsik garrantzitsuenak agerian ipini ahal izan dituzte. Beraren tamaina, tenperatura eta beste berezitasunei dagokienean Eguzkia izar arrunttzat jo dezakegunez, ezagumendu guzti horiek oso interesgarriak dira bere bizitzaren nondik norako orokorrenei antzemateko (hala nola, duela 4.600 milioi urte sortu zela eta beste horrenbeste biziko dela jakiteko). Baina guri interesatuko zaizkigunak, batez ere, Eguzkiaren hurbiltasunari esker ikus daitezkeen fenomenoak izango dira, eta hauek oraindik ez dute azalpenik aurkitu aipatu ditugun lerro nagusi horien barnean.

Lurra Eguzkitik 8,5 argi-minutu ingurura besterik ez dago (149.600.000 km-ra). Horregatik honen gainazalean sortzen diren prozesuak nahikoa ondo ikus daitezke. Garrantzitsuenak fakulak, beltzuneak, irtenuneak eta erupzio edo distira izenez ezagutzen direnak ditugu. Baina, esan dugunez, lehenengo eta behin Eguzkiaren egitura aztertu beharko dugu, gero fenomeno guzti horiek behar bezala azaldu ahal izateko.

Eguzki-esferaren zatirik handiena opakoa da erradiazioarekiko. Beraz, barrukaldea eredu teorikoen bidez lor dezakegun informazio-apurraren arabera zatitzen da. Kanpokaldea (Eguzkiaren eguratsa deitu ohi dena) berriz, gardena da, eta behaketen arabera hiru geruzatan zatitua agertzen da: fotosfera, kromosfera eta koroa izeneko geruzatan. Irudian Eguzkiaren ebakidura ikus daiteke gutxi gorabeherako neurri eta guzti. Masari dagokionean, Lurrarena baino 332.946 aldiz handiagoa dela esan dezakegu, hau da, 1,989.1030 g-koa. Dentsitatea oso ezberdina da zentrurainoko distantziaren arabera, baina batezbesteko balioa 1,41 g/cm ³ -koa da, hots, Lurrarena baino lau aldiz txikiagoa.

Eguzkiaren nukleoan hidrogenoa helio bihurtzerakoan, izarren ezaugarri diren eta energia sorterazten duten erreakzio termonuklearrak gertatzen dira. Bertan, tenperatura 10 milioi gradu ingurukoa da, dentsitatea 160 g/cm ³ ingurukoa eta presioa 10 ¹¹ atmosfera ingurukoa. Aipatutako prozesuen ondorioz, espektroko arloko erradiazioa eta oso neutrino-kopuru handia igortzen ditu. Azken hauek Eguzkia inolako eragozpenik gabe zeharka dezakete eta espaziora abia daitezke, baina erradiazio eran askatzen den energiaren kanporaketak askoz ere traba handiagoak aurkitzen ditu, milioi bat urte inguruz luzatzen delarik.

Zer esanik ez, gure izarraren osagairik ugarienak hidrogenoa eta helioa dira beste elementu astunago batzuen ehuneko oso-oso txikiekin, Eguzkiaren bizitzaren azken aldera helioaren errekuntzak beste elementu batzuen kantitatea pixka bat handiagotuko badu ere. Esan egin behar da, bestalde, materia gehiena plasma-egoeran dagoela, hau da, elektroi bat edo gehiago (askotan denak) galdu dituzten atomo bezala.

Barne aldea erradiatiboa da eta horrela nukleoan sortzen den g igorpena erradiazio prozesuen bidez egiten delako deitzen diogu, hau da, bertan diren atomoek erradiazioa zurgatzen dute, ostera ere beste maiztasun batean berrigortzeko. Elkarrekintza hauek etenik gabe errepikatzen dira, energiak nukleotik eskualde hau bukatzen deneraino dauden 500.000 km-ak zeharkatzeko milioi bat urte inguru behar dituelarik. Ondoren 200.000 km inguruko barne alde konbektiboa dugu.

Bertan energiaren garraioa konbekzioz egiten da eta zeharkatzea hilabete inguruan egiten da. Honetatik gora aurkitzen ditugun geruzak gardenak dira eta aurrerantzean argia zailtasunik gabe hedatzen da. Beraz, iristen zaigun argi guztia kanporatu den energiak berotzen dituen eguratsa deitu dugunetik datorkigu. Geruza hauen azpian dagoena ikustezina da, noski, argirik igortzen ez digulako. Baina, zehazkiago esanda, lehenengo aurkitzen dugun geruza fotosfera da, eta besteak baino askoz ere dentsoagoa denez, beronen argitasunak besteena estaltzen du. Horregatik fotosfera da baldintza normaletan ikusten dugun geruza bakarra. 200 edo 300 km inguruko lodiera duela kalkulatzen da, eta bere oinarriaren tenperatura 8000 K-ekoa da gutxi gorabehera.

Aurreko zatietan gertatzen zen bezala, geruza honen barnean tenperatura jaitsi egiten da gorantza goazen neurrian, goiko mugan 4000 bat gradukoa egiten den arte. Dentsitateak ere antzeko eboluzioa du, erradioaren funtziopekoa izanik, eta maila honetan agian gramoa zentimetro kubikoko baino zortzi bat ordena txikiago. Fotosferaren behekaldeak egitura berezia du, azpian duen geruza konbektiboak eraginda. Itxura bikorkatua ematen dioten “arroz-ale” argitsuz osatuta ikusten da. Ale argitsu horiek konbekzio-korronteek beheko materia beroa azaleratzen duten tokietan agertzen dira eta beraien arteko ertz ilunak, berriz, materia bera hoztu eta gero amiltzen den mugetan. Bikorren batezbesteko neurria 1000 km-koa da gutxi gorabehera eta prozesu dinamiko baten ondorio direnez, itxura etengabe aldatzen dute.

Kromosferari bere kolore gorrixkatik datorkio izena, baina lehen esan dugunez, baldintza normaletan fotosferaren argitasunak estali egiten du. Beraz, ezin daiteke eklipse osoetan edo tresna bereziekin baino ikusi. Kromosferaren egituran nabarienak diren formazioak espikulak dira. Hauek materi zorrotadak dira, kono itxurakoak, eta 10.000 km-ko altuera hartzen dute ondoren materia Eguzkira erortzen bada ere. Batzuen ustez espikulak kromosferatik gora hedatzen dira eta haren zabalera 3000 km-koa besterik ez dela kontsideratzen dute. Dentsitatea hain txikia denez, ez da g/cm ³ -tan ematen; zatiki/cm ³ -tan baizik. Adibidez, fotosferaren goiko aldetik 2000 km-ra 13x10 ⁹ zatiki/cm ³ -koa da.

Tenperatura, aldiz, ez zaio altuerarekin jaisteko lege logiko berari jarraitzen eta kromosferaren behekaldetik gorantz hazi egiten da. Hala nola, lehen aipatu ditugun 2000 km-etara tenperatura 105 K-era hurbiltzen da. Dena den, balio hauek ez dira homogenoak, espikulatan ala hauetatik kanpo baldintzak ezberdinak izan daitezkeelako.

Koroa, azkenik, Eguzkiak bere inguruan duen zisku argitsu bat dugu. Oso mehea da eta batez ere jaurtikitako materiaz osatua dago. Hori dela eta, Eguzkiaren aktibitatearen arabera oso itxura eta dimentsio ezberdinak izan ditzake. Arrazoi beragatik ezin dezakegu esferikoa eta homogenoa denik kontsideratu.

Dentsitatea txikiagotu egiten da Eguzkirainoko distantzia handiagotu ahala, izarrarteko hautsarenarekin berdindu arte, eta tenperatura, kromosferaren kasurako aipatu dugun bezala, handiagotu egiten da distantziaren arabera, zentrutik 100 milioi kilometrora 1,5x106 K-ekoa izateraino.

Beroketa honek arazo termodinamikoa ekar lezake koroaren berotze-prozesu eraginkorrik aurkituko ez balitz; beroa ezin bait daiteke geruza hotzetik beste beroagora etengabe pasa. Arazoa oraindik ebatzi gabe dago. Agian ionizazio-prozesuen ondorio izan liteke, baina oraindik beste lerro batzuei jarraituz ere ikertu beharra dago.

Bukatzeko, eta Eguzkian gertatzen diren prozesuen bortiztasunaren ideia izateko, zera esango dugu: Eguzkiaren igorpen-potentzia 4x10 ²³ kW-ekoa dela.