OBRES

OBRES

Divulgació científica
Estadístiques

Gran enciclopèdia catalana

Sol

Sol (es), Sun (en)

Sumari de l’article

Sol (es), Sun (en)
Esquema de l’estructura del Sol
© Fototeca.cat
astronomia astr i religió relig
Estel entorn del qual gira la Terra.

Té un diàmetre de aproximat de 1.400.000 km i una massa d’1,99 × 103⁰ kg; la seva densitat mitjana és, doncs d’1,41 g/cm3. El seu equador és inclinat 7° 10,5’ respecte a l’eclíptica, i l’acceleració de la gravetat a la fotosfera val 27,4 m/s2. Com a estel pertany al tipus espectral G2, i la seva magnitud lluminosa aparent és de -26,7, mentre que l’absoluta és tan sols de 4,8. El Sol gira entorn d’ell mateix, però, atès que és constituït per una gran massa de gasos, les distintes regions no giren solidàriament, sinó que ho fan a velocitats diferents, que depenen de la latitud. Així, a les regions de l’equador, el període de rotació és de 25,4 dies, mentre que a 75° de latitud, tant al N com al S, és de 33 dies.

Característiques físiques del Sol

paral·laxi solar 8,795''
distància mitjana a la Terra (en UA) 1
distància mitjana a la Terra (en km) 149.597.892 
massa (en g)  1,99 x 1033 
massa (Terra = 1) 333 400 
diàmetre de la fotosfera (en cm) 1,39 x 1010 
diàmetre de la fotsofera (Terra = 1) 109,3 
densitat mitjana  1,41 g/cm
acceleració de la gravetat a la fotosfera (en m/s2) 27,4 m/s2
acceleració de la gravetat a la fotosfera (Terra = 1) 27,9 
constant solar  1,92 cal∙cm2∙min-1
1,26 x 106 erg∙cm2∙s-1
magnitud visual aparent -26,7 
magnitud visual absoluta  4,8 
classe espectral  G2V 
període de rotació (a l’equador)  24 d 16 h 
període de rotació (a una latitud 75º N o S)  33 d 
inclinació de l’equador solar respecte l’elíptica  7º10,5'
 

El Sol, i amb ell tot el sistema solar, es mou cap a un punt del firmament situat a la constel·lació d’Hèrcules, anomenat àpex, a una velocitat d’uns 19 km/s. Això és degut al fet que el Sol té un moviment de translació al voltant del centre galàctic, com tots els astres de la Galàxia, el període del qual és de 200 milions d’anys.

El Sol és format per un cert nombre de capes concèntriques, però les úniques que poden ésser observades directament són les externes, que reben els noms de fotosfera, cromosfera i corona, respectivament, i constitueixen l’anomenada atmosfera solar. Cadascuna d’aquestes capes té unes propietats distintives que li són pròpies, però la transició de les propietats d’una capa a les de la següent no té lloc d’una manera brusca, sinó gradual.

Model de l’estructura interna del Sol

distància al centre en fució del radi sola (R/Rs)* temperatura (en K) pressió (en dines/cm2) densitat (en g/cm3)
0 1,5 x107 2,2 x 1717 150
0,2 107 4,6 x 1016 36
0,5 3,4 x 106 6,1 x 1014 1,3
0,8 1,3 x106 6,2 x 1012 0,035
0,98 105 1010 0,001
* R: distància del punt considerat al centre del Sol; Rs: radi del Sol  
La fotosfera és la capa més interna i és la responsable de la quasi totalitat de la llum visible que el Sol emet cap a l’espai. Pel seu costat més interior, limita amb la regió convectiva del Sol, i pel seu costat més exterior, amb la cromosfera. La seva amplada aproximada és de 400 km, i la temperatura disminueix des d’un valor de 7.500 K, a les regions més internes, fins a un valor de 4.700 K, a les més externes. La pressió mitjana de la fotosfera és només unes poques centèsimes de la pressió atmosfèrica al nivell del mar, mentre que la densitat és tan sols una deumilionèsima part de la densitat de l’atmosfera terrestre al nivell del mar. Observada al telescopi, la fotosfera no presenta un aspecte uniforme, sinó que sembla constituïda per unes petites cèl·lules d’aspecte granular, anomenades grans d’arròs, les quals apareixen separades per unes regions més fosques en què la temperatura és menor.

Condicions físiques de la fotosfera solar

profunditat per sota del nivell superior de la fotosfera (en km) tant per cent de radiació lluminosa que surt d’aquesta profunditat temperatura (en K) pressió (en atmosferes) densitat (en g/cm3)
0 100 4 500 1,0  x 10-2 2,8 x 10-8
50 95 4 800 1,7 x 10-2 4,2 x 10-8
100 91 5 000 2,6 x 10-2 6,2 x 10-8
140 82 5 300 3,8 x 10-2 8,7 x 10-8
170 67 5 600 5,4 x 10-2 11,5 x 10-8
225 37 6 200 8,3 x 10-2 16,0 x 10-8
260 13 6 800 11,2 x 10-2 20 x 10-8
 La cromosfera és la regio mitjana de l’atmosfera solar, i durant els eclipsis del Sol, en els moments abans de la fase de la plenitud, apareix com un arc molt fi de color vermellós, que envolta el disc eclipsat del Sol. En condicions normals, és a dir, quan no hi ha eclipsi, no és possible l’observació de la cromosfera perquè la llum provinent de la fotosfera n'afebleix la brillantor, molt més dèbil. Hom suposa que té una amplada de 2.000 a 3.000 km, però el seu extrem superior és cobert per un bosc de brolladors de gas lluminosos, anomenats espícules, per la qual cosa és difícil de determinar-ne exactament les veritables dimensions. La densitat de la cromosfera disminueix des de les regions més internes cap a les més externes, però la temperatura augmenta, alhora, des de 4.500 K fins a 100.000 K.

La corona és la regió més externa de l’atmosfera solar, i durant els eclipsis totals es presenta com un halo blanquinós que envolta el disc eclipsat del Sol. La seva amplada és d’uns quants milions de quilòmetres, però la lluminositat total equival tan sols a la meitat de la lluminositat de la lluna plena. Anàlogament a la cromosfera, tampoc no és possible la seva visió fora dels eclipsis totals, perquè la potent lluminositat de la veïna fotosfera n'emmascara la presència. La densitat de matèria a la base de la corona és de 109 àtoms/cm2, valor que equival a 10-10 vegades la densitat de l’atmosfera terrestre al nivell del mar.

La temperatura de la corona oscil·la generalment al voltant d’un milió de kelvins, però en algunes de les seves regions pot ésser molt més elevada. Durant molt de temps la causa d’aquestes temperatures ha estat un misteri, però actualment hom creu que són les ones de xoc, originades per certs corrents convectius que es produeixen a la fotosfera, la causa de l’escalfament de la corona i probablement també de la cromosfera. Per a l’estudi d’aquestes dues regions solars hom utilitza el coronògraf. En analitzar la llum solar amb un espectròmetre hom obté un espectre continu d’emissió sobre el qual se superposen nombroses ratlles fosques d’emissió, dites de Fraunhofer. La component contínua de l’espectre s’origina a la fotosfera, i especialment a les seves regions més superficials. Efectivament, a la fotosfera hi ha en tot moment un equilibri dinàmic entre el ritme de creació d’ions negatius d’hidrogen i el ritme de destrucció d’aquests mateixos ions, de tal manera que sempre hi ha un ió negatiu d’hidrogen per cada milió d’àtoms d’hidrogen. La formació d’aquests ions té lloc per mitjà de l’absorció de fotons que provenen de l’interior del Sol, mentre que llur destrucció va acompanyada de l’emissió de fotons cap a l’exterior del Sol, els quals constitueixen així la quasi totalitat de la component visible de la radiació solar. Cal, però, establir tres hipòtesis relatives a la fotosfera solar. Segons la primera, la fotosfera ha d’ésser en equilibri hidroestàtic; la segona suposa que també ha d’ésser en equilibri tèrmic; i, segons la tercera, entre els seus components químics cal que hi hagi almenys un 90% d’hidrogen. D’altra banda, l’espectre d’absorció del Sol es produeix a causa de la presència, a les capes externes de l’atmosfera solar, d’àtoms capaços d’absorbir els fotons de certes longituds d’ona ben determinades; per tant, són absorbides selectivament algunes radiacions provinents de l’interior de la fotosfera, la qual cosa dóna lloc a les corresponents ratlles fosques de l’espectre. A partir d’aquests ha estat possible de determinar la composició química de les regions externes del Sol. Hom ha vist que l’hidrogen i l’heli constitueixen, conjuntament, del 96 al 99% de la fotosfera, i que la resta és constituïda pels altres elements químics, dels quals actualment hom n'ha identificat uns 60. Ha estat detectada també l’existència d’uns 18 tipus de molècules a les regions més fredes de la superfície solar.

Abundància relativa dels elements químics més lleugers en el Sol

element nombre atòmic abundància relativa*
hidrogen 1 1
heli 2 1,5 x 10-1
liti 3 10-9
beril·li 4 0,3 x 10-9
bor 5 0,7 x 10-4
carboni 6 3 x 10-4
nitrogen 7 10-4
oxigen 8 7 x 10-4
fluor 9 2,5 x 10-7
neó 10 3 x 10-4 
sodi 11 1,6 x 10-6
magnesi 12 3 x 10-5
alumini 13 1,7 x 10-6
silici 14 3 x 10-5
fòsfor 15 3,5 x 10-7
sofre 16 1,6 x 10-5
clor 17 2,5 x 10-7
argó 18 4 x 10-6
potassi 19 8 x 10-8
calci 20 1,6 x 10-6
escandi 21 10-9
titani 22 7 x 10-8
vanadi 23 6 x 10-9
crom 24 2,5 x 10-7
magnesi 25 1,2 x 10-7
ferro 26 8 x 10-6
cobalt 27 5 x 10-8
níquel 28 8,5 x 10-7
coure 29 4,5 x 10-8
zinc 30 2,6 x 10-8
* expressada com el quocient entre el nombre d’àtoms de cada element que existeixen al Sol i el nombre d’àtoms d’hidrogen
  

A l’atmosfera solar es donen també una sèrie de fenòmens físics que produeixen unes alteracions de l’estructura normal. A la fotosfera les manifestacions més espectaculars d’aquesta activitat solar són sens dubte les taques solars, les quals no són altra cosa que regions de la fotosfera de més baixa temperatura que les regions circumdants; per tant, són més fosques que aquestes. Relacionades amb les taques hi ha les plages, fins ara anomenades flòculs, que són regions més brillants que les que les envolten. Les plages poden emetre llum en moltes longituds d’ona; les que ho fan en totes, o sia, que emeten llum blanca, reben el nom de fàcules.

A la cromosfera hi ha dues pertorbacions característiques: les erupcions i les protuberàncies. Les erupcions solars són els fenòmens més espectaculars de tots els de l’atmosfera del Sol, i el seu aspecte és el d’una flamarada de brillantor extraordinària que es produeix d’una manera brusca en una regió de plages. El segon tipus de pertorbació, les protuberàncies, són grans brolladors de gasos que tenen un color vermellós i que, procedents de la cromosfera, s’internen dins la corona fins a altures de l’ordre de milers de quilòmetres. A mitjan segle XIX Heinrich Schwabe feu l’estudi estadístic de les taques solars, i arribà a la conclusió que el nombre de taques solars visibles segueix una evolució que passa per un màxim (fins a 100 taques) i per un mínim, en què poden desaparèixer del tot. Aquesta evolució es repeteix amb el temps, però no és perfectament periòdica, perquè algunes vegades hom ha observat dos màxims consecutius separats per 8 anys, i altres vegades dos màxims separats per 16 anys. Nogensmenys, hom accepta com a valor mitjà d’aquest període el d’11,1 anys. Aquest cicle és conegut com a cicle de l’activitat solar, i per a caracteritzar quantitativament el grau d’aquesta activitat hom empra un índex, definit per R.Wolf el 1849, determinat per mitjà de l’expressió N = k (10g+f), en la qual f és el nombre de taques individuals, g el de grups de taques i k un coeficient instrumental que depèn del sistema d’observació emprat. Actualment hom creu que durant certes èpoques, més o menys llargues, el Sol ha restat gairebé sempre en repòs, la qual cosa contrasta amb els darrers segles, que coincideixen amb una època d’una gran activitat solar.

El Sol té un camp magnètic global, anàleg al de la Terra, i una sèrie de camps magnètics locals, íntimament relacionats amb les pertorbacions solars. El camp magnètic general del Sol no és constant, sinó que passa per un màxim, després desapareix, i reapareix al cap d’un quant temps amb la polaritat invertida. Sembla que això és degut al fet que, tot i que el camp magnètic bipolar és més o menys constant, el que hom observa a la pràctica és el resultat de la interacció d’aquest camp amb els nombrosos camps magnètics locals, variables. Normalment hom observa els camps locals a les regions que envolten les taques solars i a les mateixes taques, i, quan aquestes es presenten en parells, la taca principal té sempre una polaritat contrària a la de la secundària. La repartició de polaritats és la mateixa per a tots els parells de taques d’un mateix hemisferi solar, i en un hemisferi és la inversa de l’altre. Hom observa, a més, que aquesta distribució de polaritats canvia d’un cicle solar al següent. Bé que el magnetisme no és la força més important a la fotosfera, té un paper important en els moviments dels gasos ionitzats de la cromosfera i molt especialment de la corona. El Sol radia contínuament una immensa quantitat d’energia cap a l’espai, quantitat que no ha sofert variacions importants durant centenars de milions d’anys. Durant molt de temps l’origen d’aquesta energia fou un misteri, i totes les explicacions proposades fracassaren, fins que el descobriment de l’equivalència entre la matèria i l’energia obrí el camí per a trobar la solució. Actualment hom sap que, en el cas del Sol, la producció d’energia és deguda al cicle denominat protó-protó, que transforma quatre nuclis d’hidrogen en un nucli d’heli i allibera alhora l’equivalent en energia de 0,0008 g de matèria per gram d’hidrogen transformat. Els càlculs demostren que si tot l’hidrogen del Sol es transformava en heli, per mitjà de l’esmentat cicle, el Sol podria mantenir el seu ritme actual d’emissió d’energia durant uns cent mil milions d’anys. Per a conèixer l’estat de les regions internes del Sol hom escriu un sistema d’equacions que expressen que el Sol és una esfera gasosa en equilibri hidroestàtic, i també que l’energia radiada pel Sol a l’exterior és igual a l’energia produïda al seu interior. Aquest sistema d’equacions resulta molt complicat i, a més, la solució depèn també de l’edat que hom suposi per al Sol. Per això hom obté distints models per a l’estructura interna. El model que sembla més acceptable és el que hom obté suposant que el Sol té una edat de 4.500 milions d’anys i que al principi la seva constitució global era del 73% d’hidrogen i del 24,5% d’heli. D’acord amb aquest model, la temperatura al centre del Sol és de 12 milions a 18 milions de graus, i la densitat de la matèria en aquesta regió és unes 100 vegades superior a la de l’aigua. A més, a les regions centrals, el transport de calor té lloc per radiació, mentre que a les regions mitjanes del globus solar el transport és fet per convecció.

El Sol en la religió i en la mitologia

Des de la més remota antigor el Sol ha format part del món mític de tots els pobles, fins al punt que alguns historiadors de les religions, com els de l’escola de la mitologia comparada de F.Max Müller, han pretès de reduir les nombroses divinitats importants d’una religió al Sol (mentre que les inferiors eren reduïdes a aspectes secundaris de la mitologia solar: la Lluna, el cel, la tempesta, etc.). Dins una línia d’interpretació “global” dels mites, el Sol mític (fins i tot el cas dels déus que en tenen el nom: Šamaš, Hèlios, Ra, etc.) no és simplement l’astre que il·lumina i escalfa, sinó que ès una projecció d’un conjunt d’experiències (no específicament religioses) lligades a la lluminositat, a la calor, a la periodicitat, a la desaparició i al retorn, a la fecunditat, etc.

Representació del Sol al Tapís de la Creació
© Fototeca.cat
Alguns esdeveniments mítics (mort, vida, resurrecció, victòria sobre el monstre, etc.) s’apropien trets clarament solars: l’heroi, en aquest cas, anirà armat de raigs, durà cabells d’or, o corona de raigs, etc. Sovint, per expressar la idea d’un ésser omniscient i omnivident, capaç de regir i castigar el comportament humà, el Sol és considerat com l’ull d’un ésser celestial (Šamaš, Hèlios). La lluminositat, associada sempre a l’ordre visible però distint de les coses, en oposició a les condicions caòtiques de la fosca, fonamenta tot un cicle de mites cosmogònics on el Sol té un lloc central (Indra, Ra, Aton). La unicitat i la posició eminent del Sol es presten de model a la sobirania humana: el rei, en moltes civilitzacions, s’envolta d’aspectes solars (sovint hi incideix l’aspecte cosmogònic), i el Sol és considerat el primer rei o l’avantpassat de la família reial. En general, hom pot afirmar que, mentre que certes tendències teològiques i polítiques exalcen l’aspecte naturístic dels déus solars (néixer i morir, dominar i jutjar), aquest aspecte roman secundari en les més altes divinitats dels grans politeismes: així, en les religions indoeuropees, el Sol no té una posició gaire important dintre llurs panteons, mentre que, d’altra banda, les divinitats més importants gaudeixen d’aspectes solars, com Indra i Mitra en el vedisme, Apol·lo a Grècia, etc. Finalment, en el cristianisme, l’aspecte solar, reduït conscientment a pur simbolisme, resta característic de Crist (la festa de Nadal fou fixada al solstici d’hivern: natalis Solis). Les representacions més comunes del Sol són les del disc solar i la del carro solar. A l’antic Egipte, els déus Horus i Ra foren representats com un falcó amb cos d’home i un disc solar al cap (Ra); la iconografia grega i romana representà el Sol sota les figures d’Hèlios o d’Apol·lo. En les societats precolombines el culte al Sol tingué molta importància; entre els asteques era representat pel calendari o pedra del Sol, i en la societat incaica el déu solar Inti, fundador de la dinastia dels inques, fou representat en forma de disc d’or massís, envoltat de raigs i flames. La representació del carro solar és freqüent a l’Índia, on el deu Surya apareix amb el cap aureolat i una flor de lotus a cada mà, i muntat en un carro tirat per quatre o per set cavalls. Aquesta representació és també normal en la mitologia germànica.

Col·laboració: 
JMVH

Llegir més...