Actividade solar (I)

1989/04/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

A pesar de ser a estrela máis próxima a nós, até agora non falamos dela. É hora, pois, de falar das súas peculiaridades coa escusa desta intensa actividade que mostrou ultimamente. Nesta ocasión realizaremos unha análise xeral do Sol e na seguinte profundaremos nas manifestacións máis comúns da actividade e os seus efectos sobre a Terra e o espazo circundante.

Como é sabido, a partir das observacións das emisións de miles de estrelas, os científicos puideron pór de manifesto os pasos máis importantes da súa evolución. Dado que podemos considerar ao Sol como una estrela corrente en canto ao seu tamaño, temperatura e outras particularidades, todos estes coñecementos son de gran interese paira detectar os aspectos máis xerais da súa vida (por exemplo, que fai 4.600 millóns de anos naceu e que vivirá outro tanto). Pero o que a nós nos interesará, sobre todo, serán fenómenos que se poden ver grazas á proximidade do Sol e que aínda non atoparon explicación dentro desas liñas principais que mencionamos.

A Terra atópase a tan só 8,5 minutos luz do Sol (149.600.000 km). Por iso, os procesos que se xeran na súa superficie poden visualizarse bastante ben. As máis importantes son as fáculas, os negros, os saíntes e as denominadas erupciones ou escintileos. Pero, como dixemos, en primeiro lugar haberá que analizar a estrutura do Sol paira logo poder explicar adecuadamente todos estes fenómenos.

A maior parte da esfera solar é opaca á radiación. Por tanto, o interior divídese en base á pouca información que podemos obter a través de modelos teóricos. A parte exterior, coñecida como a atmosfera do Sol, é transparente e segundo as observacións aparece dividida en tres capas: a fotosfera, a cromosfera e a coroa. Na imaxe pódese ver a sección do Sol coas súas dimensións aproximadas. En canto á masa, podemos dicir que é 332.946 veces maior que a da Terra, é dicir, 1,989.1030 g. A densidade é moi diferente en función da distancia ao centro, pero o valor medio é de 1,41 ^g/cm 3, catro veces inferior ao da Terra.

Ao converter o hidróxeno en helio no núcleo solar prodúcense reaccións termonucleares que caracterizan ás estrelas e xeran enerxía. A temperatura é duns 10 millóns de graos, una densidade duns 160 ^{g/cm 3} e una presión duns ^{10 11} atmosferas. Como consecuencia dos procesos mencionados, emite radiación espectral e un alto número de neutrinos. Estes últimos poden atravesar o Sol sen ningún tipo de impedimento e lanzarse ao espazo, pero a eliminación de enerxía liberada en forma de radiación atopa obstáculos moito maiores, que se prolongan ao redor dun millón de anos.

Por suposto, os compoñentes máis abundantes da nosa estrela son o hidróxeno e o helio con porcentaxes moi baixas doutros elementos máis pesados, aínda que a combustión do helio aumentará lixeiramente a cantidade doutros elementos ao final da vida do Sol. Hai que dicir, por outra banda, que a maior parte da materia atópase no estado de plasma, é dicir, como átomos que perderon un ou varios electróns (a miúdo todos).

O interior é radiativo e así se chama porque a emisión g que se xera no núcleo realízase mediante procesos de radiación, é dicir, os átomos presentes absorben a radiación paira ser reemitida de novo a outra frecuencia. Estas interaccións repítense sen interrupción, xa que a enerxía tarda ao redor dun millón de anos en percorrer os 500.000 km que separan o núcleo do final desta rexión. A continuación sitúase a área interna convectiva, que se estende a uns 200.000 km.

O transporte de enerxía realízase por convección e o cruzamento realízase ao redor dun mes. As capas que atopamos por encima son transparentes e a partir de agora a luz propágase sen dificultade. Por tanto, toda a luz que nos chega vén da chamada atmosfera que quenta a enerxía que saíu. O que hai debaixo destas capas é invisible, claro, porque non nos emite luz. Pero máis concretamente, a primeira capa que atopamos é a fotosfera, e como é moito máis densa que as outras, a súa luminosidade cobre a das demais. Por iso a fotosfera é a única capa que vemos en condicións normais. Calcúlase que o seu espesor é duns 200 ou 300 km e a súa base ten una temperatura aproximada de 8000 K.

Do mesmo xeito que nas partes anteriores, a temperatura no interior desta capa diminúe a medida que imos aumentando até alcanzar os 4000 graos no límite superior. A densidade tamén evoluciona de forma similar, sendo dependente da función do radio, e neste nivel pode ser 8 ordes menores que o gramo por centímetro cúbico. A parte inferior da fotosfera ten una estrutura especial, provocada pola capa convectiva que ten debaixo. Vese formado por delgados “grans de arroz” que lle dan un aspecto granulado. Estes exemplares luminosos aparecen en lugares nos que as correntes de convección afloran a materia quente inferior, mentres que os bordos escuros entre eles aparecen nos límites nos que a materia se arrefría e desvanécese. O tamaño medio das grumas é duns 1000 km e son consecuencia dun proceso dinámico, o que provoca un cambio continuo de forma.

Á cromosfera vénlle o seu nome pola súa cor avermellada, pero como dixemos antes, en condicións normais a luz da fotosfera cóbrea. Por tanto, non se pode ver máis que en eclipses totais ou con instrumentos especiais. As formacións máis visibles na estrutura da cromosfera son as espículas. Estes son chorros de matería, en forma de cono, que alcanzan una altura de 10.000 km, aínda que a materia cae ao Sol. Algúns creen que as espículas esténdense por encima da cromosfera e consideran que a súa anchura é só de 3000 km. A densidade é tan baixa que non se dá en g/cm 3, senón en fraccións/cm ^3. Por exemplo, a 2000 km da parte superior da fotosfera 13x10 ⁹ fraccións/cm ^3.

A temperatura, con todo, non se segue a mesma lei lóxica que a altura e aumenta pola parte inferior da cromosfera. Así, aos 2000 km mencionados anteriormente a temperatura aproxímase a 105 K. No entanto, estes valores non son homoxéneos, xa que as condicións nas espículas ou fóra delas poden ser diferentes.

A coroa, por último, é un escintileo que rodea ao Sol. É moi delgado e está composto sobre todo de materia tirada. Por iso, dependendo da actividade do Sol pode ter formas e dimensións moi diferentes. Pola mesma razón non podemos consideralo esférico e homoxéneo.

A densidade diminúe a medida que aumenta a distancia ao Sol, até igualala co po interestelar, e a temperatura, como xa se mencionou paira o caso da cromosfera, aumenta en función da distancia, até alcanzar os 1,5x106 K a 100 millóns de quilómetros do centro.

Este quecemento podería causar un problema termodinámico si non se atopase un proceso efectivo de quecemento da coroa, xa que a calor non pode pasar continuamente dunha capa fría a outra máis quente. O problema segue sen resolverse. Pode ser debido a procesos de ionización, pero aínda hai que investigar seguindo outras liñas.

Paira terminar, e paira ter a idea da violencia dos procesos que teñen lugar no Sol, diremos: A potencia de emisión solar ^{é de 4x10 23} kW.