Introducció
El tema tractarà sobre astronomia i concretament del Sol, els seus cicles, processos i mètodes d’observació.
El Sol i el Sistema Solar
El Sol és l’estrella que ens dona energia i calor. La font de la vida a la Terra i l’origen de tot el Sistema Solar. L’energia solar alimenta la fotosíntesi vegetal i és vital en els ecosistemes de la Terra. Gràcies als telescopis terrestres i a les missions espacials es pot observar cada cop millor i de més a prop. L’energia del Sol arriba a tots els cossos del Sistema Solar.
La Via Làctia
La Via Làctia [1], és la nostra galàxia, i la podem observar en aquesta panoràmica de 360°.
El seu nom fa referència al seu aspecte des de la Terra (una faixa de feble lluminositat al cel nocturn constituïda per estrelles que no es poden veure individualment a ull nu). El primer en identificar-hi estels individuals va ser Galileu Galileu l’any 1610. Va fer les primeres observacions del Sol mitjançant un telescopi i va observar, per primer cop, les taques solars [2]. També va observar que les vores del disc solar són una mica més fosques que la resta del Sol (a excepció de les taques solars) [3].
Fins principis de la dècada del 1920, la majoria d'astrònoms creien que contenia totes les estrelles de l'Univers. El 1920 es celebra el Gran Debat entre els astrònoms Harlow Shapley i Heber Curtis i les observacions d'Edwin Hubble demostren que hi ha moltes altres galàxies a l’Univers. El propi Hubble va crear, l’any 1936, un sistema per classificar galàxies que encara s'usa, la seqüència Hubble.
La nostra galàxia és una galàxia espiral barrada amb un diàmetre visible estimat en 100.000-200.000 anys llum, amb un gruix, de mitjana, d'uns 1.000 anys llum. Disposa de més de 200.000 milions d'estels (400.000 segons alguns estudis) i és possiblement tan vella com el propi univers. Al seu centre hi ha un forat negre supermassiu, molt difícil de detectar en l'espectre electromagnètic a causa de la gran densitat d'estels que hi ha a la part central de totes les galàxies, però evident amb els estudis gravimètrics. El nostre sistema solar es troba a uns 30.000 anys llum del centre de la galàxia.
La fotografia ens mostra la galàxia Messier 109 (M109 o NGC 3992), una galàxia espiral barrada de tipus Sbc a la seqüència de Hubble situada en la constel·lació de l'Ossa Major i possiblement molt similar a la Via Làctia.
Els estels que s’observen a ull nu constitueixen les anomenades constel·lacions. A excepció de la Galàxia d'Andròmeda [4], visible a ull nu des de l'hemisferi nord, i les galàxies conegudes com a Núvols de Magallanes (petit i gran), visibles des de l'hemisferi sud.
El Sol
La seva mida
Per fer-nos una idea de la mida del Sol com estel podem fer algunes comparatives.
Observem que la Terra és el més gran dels planetes interiors (quadre 1), en canvi és molt petita comparada amb la mida dels planetes exteriors (quadre 2), on Júpiter és el planeta més gran. A la vegada, Júpiter és molt petit comparat amb el Sol o Sirius [5] (quadre 3)...
Continuant les comparacions observem que el radi del Sol (1.400.000 km) és més de set-centes vegades més petit que el radi de l’estel més gran del quadre: VY Canis Majoris (amb un radi de 987.890.000 km [6]).
Podem dir, per tant, que el Sol és una estrella molt normaleta, més aviat mediocre, comparada amb altres estels coneguts, una mica més gran i calent que un estel mitjà. Tot i això, 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. 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.
La seva forma i composició
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. És una immensa esfera quasi perfecta de plasma formada majoritàriament per hidrogen i heli. Radia una gran quantitat d'energia a l'espai mitjançant processos nuclears de fusió. Es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i 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.
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.
Tota la seva matèria està en forma de plasma a causa de la seva temperatura extrema. Així, pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La seva rotació diferencial (segons la latitud) 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.
La constant solar és la quantitat d'energia que el Sol diposita per unitat d'àrea que està directament exposada a la llum 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).
La part més externa del Sol s’anomena cromosfera. I és on es poden observar les erupcions solars en el moment d’un eclipsi de Sol.
També s’observa la cromosfera mitjançant telescopis, com a aquesta imatge feta amb el telescopi suec del Roque de los Muchachos (Canàries). S’observa també el trànsit de Venus per davant del Sol (la taca fosca). Apreciant-se així la gran diferència de mida entre Venus i el Sol. Quan hi ha un eclipsi total de Sol s’aprofita també per veure la corona del Sol.
La llum del Sol
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. L’atmosfera, en particular, filtra més del 70% dels ultraviolats solars, especialment a les longituds d’ona més curtes. La radiació ultraviolada solar ionitza l'atmosfera superior durant el dia a la Terra, creant una conducció elèctrica a l'anomenada ionosfera.
Va ser ja al segle XVII quan Isaac Newton, utilitzant un prisma, va descompondre la llum blanca que ens arriba del Sol en els set colors de l’arc de Sant Martí. Posteriorment es va anar descobrint que en realitat és formada per més colors que el nostre ull no és capaç de percebre [7].
El 1814, Joseph von Fraunhofer inventa l'espectroscopi, i descobreix 574 ratlles fosques en l'espectre solar. Descrites i explicades posteriorment, el 1859, per Kirchhoff i Bunsen com a ratlles d'absorció atòmica. Són les anomenades ratlles de Fraunhofer. Característiques de cada element químic present en la zona d’emissió de la llum (en el cas de la imatge, del Sol).
Fraunhofer també inventa la retícula de difracció, i transformà d'aquesta manera l'espectroscòpia d'un art qualitatiu a una ciència quantitativa, demostrant com mesurar la longitud d'ona de la llum de manera acurada. Per exemple, esbrina que l'espectre de Sírius i d'altres estels de primera magnitud difereixen uns dels altres i del sol. S’inicia així l'espectroscòpia estel·lar.
Es constata així, que la composició de la superfície del Sol és la següent:
Observació del Sol
Per fer millor observacions del Sol s’han construïts telescopis a zones de la Terra amb bona visibilitat nocturna. Per exemple, com els que veiem a les imatges al Roque de los Muchachos (La Palma, Canàries): el telescopi holandès de 45 cm (1997), el telescopi suec de 1m (2002) o el telescopi GREGOR de 1.5 m (2012).
Per observar el Sol no calen telescopis de més diàmetre.
També s’han llençat diversos satèl·lits d’observació solar:
El SOHO (acrònim de Solar and Heliospheric Observatory), enviat per l’Agència Espacial Europea (ESA) juntament amb la NASA l’any 1995, que orbita la Terra a 1.5 milions de km. Ha estat un dels més exitosos.
El SolO (acrònim de Solar Orbiter), enviat per l’Agència Espacial Europea (ESA) juntament amb la NASA l’any 2020. Segueix una òrbita el·líptica (color lila) que el porta més a prop del Sol que Mercuri (color blau cel).
La superfície del Sol té una estructura granular
La superfície solar està formada per cèl·lules convectives. Aquestes cèl·lules formen grànuls de mides enormes. Van des dels 1000 km (1” d’arc), els grànuls individuals, fins als 60000 km (1’ d’arc) les seves agrupacions. Cadascuna de les cèl·lules convectives és formada al pujar el plasma calent i baixar de nou al refredar-se en la superfície, amb un moviment semblant al de l’aigua quan bull en un recipient.
A la imatge de l’esquerra s’observen els grànuls i les taques solars. La zona més brillant, al centre de cada grànul, és per on puja el plasma calent i les vores, més fosques, és per on torna a baixar.
Vegem ara , en 
aquest video, com evolucionen les cèl·lules convectives al voltant de la zona fosca central de la imatge. El vídeo representa 26’ de temps real. És a dir, els canvis en la superfície solar són perfectament apreciables a escala humana.
A la superfície solar també s’aprecien unes taques més clares i brillants, s’anomenen fàcules (veure imatge més endavant). Al contrari que les zones fosques, són zones de la superfície solar més calentes que l’entorn i costen una mica més de veure.
El Sol fa una rotació sobre el seu propi eix cada 29 dies [8]. Per tant les taques es van desplaçant a mesura que el Sol va girant.
Vegem-ho en aquest video on s’observa el desplaçament i evolució de les taques solars al llarg d’uns dies.
Els SOHO ens permet observar el Sol segons diferents longituds d’ona de la llum. La imatge de l’esquerra és amb llum visible. Les altres imatges són en longituds d’ona de l’ultra violat i de raigs X. El que permet observar amb més precisió les taques i les fàcules solars. Les imatges de la dreta es corresponen a l'observació de l'eclipsi total de Sol de l'11 d'agost de 1999, efectuades amb el SOHO-Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT), amb diferents longituds d'ona.
Vegem ara una selecció del video elaborat per la NASA (el vídeo original el podeu trobar al web de la NASA) on es veuen en diferents longituds d’ona tots aquests fenòmens espectaculars de l’activitat solar.
El Sol expulsa contínuament massa coronal en totes les direccions de l’espai en forma de grans erupcions. Expulsant grans quantitats de gasos i partícules amb càrrega elèctrica. Aquest fenomen és el responsable de les aurores boreals i pot causar danys en les telecomunicacions i instal·lacions elèctriques. Vegem-ho en aquest video, en el que es simula de manera artificial un eclipsi tapant-hi la part central del Sol. Aquestes expulsions de massa coronal són enormes. Vegem-ho en la imatge de la dreta, en la que es compara amb la mida de la Terra.
A la imatge següent, obtinguda pel Solar Orbiter, [9] s’observa, en els diferents requadres, que aquestes grans fulguracions solars també es donen també, però a escala molt més petita, sobre tota la superfície del Sol. La imatge s’ha pogut obtenir gracies a la major proximitat del Solar Orbiter al Sol (recordem que es pot situar més a prop del Sol que Mercuri, però encara no hi ha arribat).
Se sap que tots aquests moviments estan relacionats en els violents canvis dels camps magnètics solars, molt poc estudiats. Les fulguracions segueixen les línies del camp magnètic, del pol positiu al pol negatiu. Tots aquests fenòmens s’engloben en el que s’anomena activitat solar.
L’activitat solar
L’activitat solar no és constant en el temps. Hi ha èpoques o moments en que es poden observar moltes taques i per tant molta activitat solar i altres en que és tot al contrari. Tot depenent del grau d’ordre del camp magnètic del Sol en la seva superfície.
A la gràfica següent s’observa el nombre de taques solars observades des de Galileu fins ara:
Hi destaquen dos mínims observats (Maunder [10] i Dalton) i un màxim a mitjans del segle XX. L’activitat solar és en conjunt, més o menys regular, de manera cíclica. En cicles d’aproximadament onze anys. Cicles que tenen influència en el clima de la Terra.
La previsió pels anys vinents és la d’una menor activitat solar que a finals del segle XX. Això és el que es pot observar en aquesta gràfica [11], la línia regular representa la predicció i la línia més irregular les observacions reals. S’observa que el màxim previst per l’any 2025 serà un entremig dels dos períodes anteriors.
Jordi Coll Vera - 2022