La formació i l’evolució del Sol

Consideracions generals

Característiques físiques del Sol. El Sol té forma esfèrica i és lleugerament aplatat als pols a causa del lent moviment de rotació.

A partir de fonts diverses

El Sol és una estrella que es troba en la fase de seqüència principal, en la qual els elements majoritaris de les estrelles són l’hidrogen i l’heli. La seva edat és d’uns 5.000 milions d’anys (Ma) i s’estima que serà viu uns 5.000 Ma més fins a arribar a transformar-se en una gegant vermella i, posteriorment, en una nana blanca. És l’estrella més pròxima a la Terra, la principal del sistema solar i, per tant, es troba a la Via Làctia.

El Sol en el marc de la Galàxia

S’estima que a l’Univers hi ha 125.000 milions de galàxies, les quals mostren diferents formes, un tret que constitueix el criteri principal per a classificar-les. Així, en funció de l’aparença morfològica es distingeix entre galàxies el·líptiques, espirals, espirals barrades i irregulars.

Una galàxia espiral barrada, com és la Via Làctia, es compon d’un disc pla en rotació que conté estrelles joves i material interestel·lar, una barra i un bulb central fet d’estrelles velles, un halo gairebé esfèric d’estrelles, moltes de les quals formen part de cúmuls globulars i, probablement, un forat negre gegant al centre del bulb.

Al principi del segle XX es va observar que l’espai entre les estrelles de la Via Làctia no és buit, sinó ple de gas i de partícules microscòpiques de pols, que constitueixen el material interestel·lar; la presència de pols en grans quantitats pot ser observada a moltes galàxies en forma de núvols foscos. Per la seva banda, els braços espirals, que donen nom al tipus de galàxia, surten des de la barra central i contenen gas i pols. A la Via Làctia, l’estructura espiral pot ser confirmada observant els llocs de formació estel·lar; aquestes regions es troben definides per la presència d’associacions estel·lars compostes per estrelles massives de tipus espectrals O i B, regions HII (fetes d’hidrogen una vegada ionitzat) i núvols moleculars (compostos per molècules d’hidrogen, d’heli, orgàniques i pols en forma de silicats i alguns tipus de gels). Malgrat que l’extinció visual al pla de la galàxia limita la seva observació, les associacions OB i les regions HII, il·luminades per estrelles joves, permeten traçar els braços espirals de la Via Làctia a prop del Sol.

Al disc de la galàxia espiral M101, situada a 25 milions d’anys llum de la Via Làctia, es poden observar les regions HII, de color vermell, constituïdes per hidrogen ionitzat i il·luminades per les estrelles joves formades. També es poden veure amb claredat les zones d’acumulació de pols i la forma espiral dels braços.

APOD-cat / Hubble Legacy Archive / ESA / NASA.

Representació del possible aspecte de la Galàxia vista des de fora, d’acord amb els descobriments més recents. Segons aquesta visió, la Galàxia pertany al grup de les espirals barrades del tipus SBc. Té dos braços principals, el de Perseu i el d’Escut-Centaure, que s’originen a la barra, a més d’alguns braços secundaris. El Sol és a prop del petit braç d’Orió, entre el braç de Sagitari i el de Perseu.

JPL-Caltech / NASA / R. Hurt.

Gràcies a la detecció dels núvols moleculars es poden determinar els braços espirals de la Via Làctia i saber la posició del Sol. L’any 1974 van ser descoberts els núvols moleculars gegants que contenen grans quantitats d’hidrogen, dels quals s’estima que n’hi ha al voltant de cinc mil a la Via Làctia. Aquests núvols, estretament relacionats amb la formació d’estrelles, tenen masses fins a cent milions de vegades la massa del Sol, diàmetres entre 50 i 300 anys llum, temperatures entre 10 i 30 K, i densitats de 200 molècules d’hidrogen/cm³. La seva mida és tan gran que poden cobrir una fracció important d’una constel·lació i per això reben el seu nom, per exemple, el núvol molecular d’Orió o el de Taure. Així mateix, la presència de regions HII també posa de manifest que els braços espirals són el lloc de formació estel·lar, ja que quan les estrelles massives de tipus O i B es formen, comencen a emetre llum ultraviolada que ionitza l’hidrogen que les envolta.

El diagrama de Hertzsprung-Russell representa la lluminositat estel·lar (o magnitud absoluta, en l’eix vertical, en unitats de lluminositat solar) en funció de la temperatura superficial, o bé del color o classe espectral de l’estrella. A l’eix horitzontal la temperatura superficial creix cap a l’esquerra.

A partir de fonts diverses.

Una de les eines fonamentals per a entendre l’evolució estel·lar és el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR), que és una representació de la lluminositat (o magnitud absoluta) de les estrelles enfront de la seva temperatura superficial (o l’índex de color o el tipus espectral). Quan una gran quantitat de les estrelles conegudes es representen al diagrama, es fa palès que els punts no omplen tot el diagrama sinó que s’agrupen en unes zones determinades. La majoria dels punts es disposen seguint, aproximadament, una diagonal que va de lluminositats i temperatures superficials elevades a lluminositats i temperatures baixes, aquesta franja rep el nom de seqüència principal. Altres grups es disposen a lluminositats elevades o molt elevades però a temperatures superficials baixes i corresponen a estrelles anomenades gegants o supergegants per la seva mida i, finalment, un altre grup es disposa a lluminositat baixes i temperatures superficials elevades, anomenades nanes blanques per la seva temperatura superficial elevada i la seva mida petita, ja que al diagrama HR el radi de les estrelles creix seguint una diagonal que va des de l’angle inferior esquerre fins al superior dret.

L’origen del Sol

Malgrat el coneixement que es té de la Via Làctia, identificar el lloc on es va originar el Sol és impossible. Des que es va formar, el Sol ha descrit unes dinou òrbites al voltant del centre de la Galàxia, i tota l’estructura que rodejava el lloc de formació ha desaparegut dissolta en el medi interestel·lar, ja que la vida mitjana d’un núvol molecular és de 10 Ma. Hi ha dos possibles escenaris per a la formació d’una estrella del tipus del Sol. El primer és la formació a partir del nucli dens d’un núvol molecular per obtenir una estrella aïllada; el segons és la formació a partir de la contracció i fragmentació posterior d’un núvol molecular, tot donant lloc a un cúmul obert amb estrelles de diferents masses.

Una estrella aïllada

L’evolució de la fase de preseqüència principal en la formació d’una estrella com ara el Sol. 1-2: Col·lapse isoterm; 2-3: Col·lapse adiabàtic; 3-4: Fase d’acreció; 4-5: Camí de Hayashi; 5-6: Camí de Henyey (última etapa de la fase de preseqüència principal). A l’eix vertical es representa el quocient entre la lluminositat de l’estrella i la del Sol; T: temperatura superficial; R_Ө: radi del Sol.

A partir de fonts diverses.

Si es considera el primer escenari, les observacions suggereixen que els núvols moleculars no semblen homogenis, sinó que es troben fragmentats en nuclis densos però poc massius, a partir dels quals es pot formar una estrella aïllada, mentre que altres fragments més massius poden donar lloc a cúmuls d’estrelles. Les condicions físiques dels nuclis densos a partir dels quals es formen estrelles de baixa massa són: masses al voltant d’una vegada la massa solar; radis al voltant de 0,3 anys llum; temperatures de 10 K i densitats de 10¹⁰ molècules d’hidrogen/cm³. Quan un d’aquests nuclis sofreix una pertorbació, per exemple, l’explosió d’una supernova propera o el pas d’una ona de densitat pels braços espirals de la Galàxia, el seu futur depèn de quina és la seva massa.

Els nuclis es troben en una situació d’equilibri crític determinat per un balanç entre la seva energia interna i l’energia potencial gravitatòria; per això, si sofreixen una pertorbació i la massa del nucli és més gran que una massa límit, coneguda com massa de Jeans, inicien un col·lapse, és a dir, la gravetat passa a ser dominant. En cas contrari, si la seva massa és inferior a la de Jeans, els nuclis són estables davant de qualsevol pertorbació, poden mantenir el seu estat d’equilibri i no es produeix el col·lapse. En el cas del nucli dens d’un núvol molecular, la seva massa i la massa de Jeans, que és directament proporcional a la temperatura i inversament proporcional a la densitat, són molt semblants i el col·lapse pot tenir lloc. El nucli del núvol es contreu per acció de la gravetat, el col·lapse és força ràpid i la densitat central creix molt aviat. A mesura que el nucli es contreu la densitat augmenta, però la temperatura no creix perquè el nucli és transparent i tota l’energia de la contracció s’allibera. Així, s’ha produït un col·lapse isoterm.

Quan la densitat central excedeix els 10^–13 g/cm³, el material es torna cada vegada més opac i això té com a conseqüència que la temperatura comença a créixer i s’inicia la fase de col·lapse adiabàtic. Llavors, part de l’energia és alliberada però l’altra part s’inverteix en incrementar la temperatura interna. A mesura que l’objecte col·lapsa es va formant una condensació central d’unes poques unitats astronòmiques (1 UA = distància mitjana Sol-Terra = 150.000.000 km) que conté una petita fracció de la massa inicial del nucli molecular; aquesta condensació és la protoestrella.

Mentre tenen lloc les fases de col·lapse isoterm i adiabàtic, i a causa de la rotació original del fragment, el material que va caient damunt el nucli forma un disc d’acreció i, al mateix temps, es comencen a produir fluxos de material cap a l’exterior. Quan la temperatura interna arriba a 2.000 K, les molècules d’hidrogen es comencen a dissociar absorbint energia interna i produint un nou col·lapse, que s’atura quan la fracció d’hidrogen ionitzat ha crescut suficientment. Així s’entra en una fase d’equilibri gairebé hidrostàtic.

El disc protoplanetari al voltant de l’estrella β Pictoris és molt més gran del que va donar lloc al sistema solar. L’estrella té una edat de 12 Ma, i es troba a 70 anys llum de la Terra; és gairebé dues vegades més massiva que el Sol i unes nou vegades més lluminosa. A la imatge infraroja es veu, al voltant de l’estrella, un punt brillant, que sembla un planeta vuit vegades més massiu que Júpiter i que es troba a una distància de la seva estrella semblant a la de Saturn al Sol.

European Southern Observatory / A.M. Lagrange i altres.

Per tant, després d’uns cent mil anys, hi ha un nucli dens, òpticament gruixut (molt opac), generat a partir de la part central del nucli molecular inicial, un embolcall molt menys dens, un disc de material, d’entre 500 i 1.000 UA, al voltant de l’objecte central i uns fluxos col·limats que surten de molt a prop de la protoestrella central i ejecten material cap a l’exterior. Hi ha una protoestrella evolucionada, i en aquest estadi es posen de manifest tres característiques que governen la física de la formació estel·lar: un embolcall, un disc d’acreció des del qual el material és absorbit per la protoestrella i la matèria ejectada en direcció perpendicular al disc. Aquesta és la fase coneguda com d’acreció i assenyalada com l’edat zero de l’estrella. A causa de la baixa temperatura superficial i del fet que encara es troben amagats dins un embolcall de gas i pols, aquests objectes estel·lars joves solament poden ser observats a l’infraroig. Durant les fases de col·lapse isoterm i adiabàtic la trajectòria de l’objecte dins el diagrama HR és vertical, amb lluminositat decreixent i temperatura superficial força constant.

Quan acaba el col·lapse dinàmic la mida de l’objecte és d’unes cinquanta vegades el radi del Sol, la temperatura superficial, d’uns 100 K i la lluminositat, una centèsima part de la del Sol. A partir d’aquest moment comença un col·lapse lent i l’aparició de la convecció permet que la temperatura superficial augmenti fins a arribar a uns 4.000 K, alhora que augmenta la lluminositat mentre l’acreció segueix funcionant. El camí dins el diagrama HR és en diagonal en el sentit d’augment de la lluminositat i la temperatura superficial.

Quan l’acreció comença a aturar-se, l’estrella arriba a la seva massa final, es fa visible gràcies al fet que l’embolcall ha desaparegut i ja hi ha una estrella en la fase de preseqüència principal; en aquesta fase encara no hi ha reaccions de fusió al nucli. Com que la convecció és molt eficaç transportant l’energia de la contracció lenta cap a la superfície, l’objecte es contreu a temperatura superficial constant i lluminositat decreixent. Aquest trajecte vertical en el diagrama HR és conegut com el camí de Hayashi.

El sistema Fomalhaut és format per l’estrella Fomalhaut, i pel planeta Fomalhaut b, que orbita al voltant de l’estrella. El disc de material té uns 35·10⁹ km de diàmetre horitzontal i el planeta es mou a l’interior del disc a una distància de 17·10⁹ km de l’estrella. La imatge ampliada és una composició que mostra les posicions del planeta els anys 2004 i 2006. S’estima que triga uns 872 anys a completar l’òrbita al voltant de la seva estrella.

NASA / ESA / P. Kalas / J. Graham / E. Chiang / E. Kite / M. Clampin / M. Fitzgerald / K. Stapelfeldt / J. Krist.

En la fase de contracció d’una estrella de preseqüència principal s’observen en l’espectre visible les estrelles T Tauri prop de núvols moleculars, que són objectes lluminosos que encara mostren ejeccions de material. Almenys la meitat d’ells tenen al voltant discs protoplanetaris, probablement origen de futurs sistemes planetaris, com ara el sistema solar, que tenen mides inferiors a 400 UA. Avui en dia, hi ha força proves de l’existència d’aquests discs protoplanetaris al voltant d’estrelles joves. Per exemple, l’estrella β Pictoris (situada a 60 anys llum de la Terra) té una edat d’uns 12 Ma i una massa 1,8 vegades la del Sol. L’any 1984 es va descobrir al voltant d’aquesta estrella un disc protoplanetari amb més de 3.000 UA de diàmetre. Estrelles com ara Vega, Fomalhaut i ε Eridani, entre d’altres, mostren també discs protoplanetaris, la qual cosa suggereix que aquest és un fenomen comú a l’Univers durant les fases de formació estel·lar, i posa de manifest que la formació de planetes al voltant d’altres estrelles és habitual i conseqüència de la presència d’aquests discs.

Després de 10 Ma el disc i les ejeccions desapareixen, probablement a causa de la formació de planetes, i l’estrella entra en la fase de T Tauri feble. Amb tota seguretat el Sol va passar per aquestes fases T Tauri. Com que la temperatura central va creixent a la part central de l’estrella, quan arriba a uns 10·10⁶ K s’estableix el transport radiatiu d’energia al nucli estel·lar, les reaccions de fusió nuclear s’inicien i l’estrella es contreu lentament cap a la seqüència principal seguint el camí de Henyey, que és el final de la fase de preseqüència principal i quan s’enceten les reaccions de fusió i l’estrella arriba a un equilibri, en aturar-se la contracció; així l’estrella arriba a la fase de seqüència principal d’edat zero. El temps estimat que tarda una estrella del tipus del Sol en arribar a la seqüència principal des que comença a iniciar la seva formació és d’uns 30 Ma. Quan el Sol va arribar a aquesta fase, alguns dels seus paràmetres físics eren diferents dels que té avui; per exemple, el radi era el 25% més petit, la lluminositat, el 30% més baixa i la temperatura superficial una mica més elevada que l’actual, que és de 5.800 K.

Un cúmul obert amb estrelles de massa diferent

La galàxia espiral del Sombrero (Messier 104, M104 o NGC 4594) és situada a 28 milions d’anys llum de la Via Làctia i es caracteritza per tenir un bulb central de milers de milions d’estrelles velles i una banda de pols fosca al disc. Es pensa que al centre de la galàxia hi ha un forat negre gegant. Els anells de pols acullen nombroses estrelles joves i brillants.

APOD-cat / NASA / ESA / The Hubble Heritage Team (STScl) / AURA].

En el segon escenari de formació, en partir de la contracció d’un núvol molecular no fragmentat es podria pensar que es forma una estrella molt massiva, però això no és el que s’observa a l’Univers. La massa màxima estel·lar sembla que és acotada al voltant de vuitanta o cent vegades la massa del Sol i, a més a més, les estrelles recentment formades compareixen en grups o cúmuls; aquesta circumstància sembla suggerir que hi ha d’haver un procés que fragmenti el núvol. A mesura que el núvol es contreu la seva densitat augmenta, la qual cosa produeix que la massa de Jeans disminueixi i això possibilita que l’interior del núvol es fragmenti en núvols més petits. Aquests, al seu torn, es contreuen; es podria pensar que dins cada un d’aquests al seu torn es produeixen fragmentacions, però hi ha d’haver un moment que el procés de fragmentació s’atura. L’efecte de creixement de la temperatura quan el col·lapse es converteix en adiabàtic compensa l’augment de densitat i fa que la massa de Jeans creixi, la qual cosa impedeix fragmentacions posteriors dels núvols. El canvi de col·lapse isoterm a adiabàtic determina quina és la massa final dels fragments. A partir d’aquest moment, els esdeveniments segueixen el mateix procés en els dos escenaris amb l’única diferència que en el segon el resultat final és un cúmul d’estrelles de masses diferents. En el cas que aquest fos el procés de formació del Sol, no resta cap prova ni del cúmul original ni de les estrelles que es van formar amb el Sol.

El Sol en la fase de seqüència principal

L’espectre continu del Sol mostra les ratlles fosques de Fraunhofer. Aquest astrònom va investigar la longitud d’ona de cadascuna de les línies. En va registrar 570 i les va designar amb lletres; les principals són les que van de la A a la K. D’aquesta manera, en entendre que cada ratlla es correspon amb un element químic, es va obrir la porta a estudiar la composició química de les estrelles a partir dels seus espectres.

A partir de fonts diverses.

La composició química d’una estrella en la fase de seqüència principal d’edat zero es pot considerar gairebé homogènia. Tot just acaben d’encetar-se les reaccions de fusió nuclear que consumeixen hidrogen, però la formació d’heli al nucli fa que molt aviat la composició química deixi de ser homogènia i, per tant, ràpidament l’estrella deixi d’estar en edat zero i evolucioni dins la seqüència principal, on el Sol és ara.

En el cas del Sol, el 74% de la seva massa és hidrogen, el 24%, heli i el 2% restant és un conjunt d’elements químics en proporcions petites. Aquesta composició química va poder ser determinada al final del segle XIX gràcies a la feina d’espectroscopistes com Robert Wilhelm Bunsen (1811 – 1899), Gustav Kirchhoff (1824 – 1887) i Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826). Quan es van fer els primers experiments de laboratori de descomposició de la llum del Sol mitjançant un espectroscopi es va observar que damunt el continu de colors en què es descompon la llum blanca hi havia una gran quantitat de ratlles fosques que es van anomenar ratlles de Fraunhofer; de fet, William Hyde Wollanston (1776 – 1828) ja les havia observat l’any 1802. El significat d’aquestes ratlles fosques no va ser entès fins que altres experiments van posar de manifest que es formen quan una font de radiació contínua (el Sol) il·lumina un gas fred i poc dens (l’atmosfera solar) on té lloc l’absorció de fotons a determinades longituds d’ona, de manera que aquesta absorció es manifesta com un buit, una ratlla la fosca, a l’espectre continu. La ratlla fosca que produeix cada element químic és única; és a dir, dos elements químics diferents no produïen ni les mateixes ratlles ni al mateix lloc. Entre el final del segle XIX i el principi del XX es va poder concloure que l’hidrogen era l’element dominant en la composició química de les estrelles i es va poder determinar acuradament la composició química del Sol. Aquest coneixement va ser fonamental per a l’estudi de la generació d’energia estel·lar.

Un dels grans temes de debat de l’astrofísica del final del segle XIX era el mecanisme mitjançant el qual les estrelles generen la seva energia, en particular el Sol. Algunes de les teories proposaven com a origen bé la combustió química dels constituents de l’estrella o bé l’emissió d’energia potencial gravitatòria gràcies a una contracció indefinida de l’estrella. Un càlcul senzill posa de manifest que si el Sol funcionés per aquests mecanismes la seva generació d’energia s’hauria aturat fa moltíssims anys. Mitjançant el mecanisme de combustió química, el Sol hagués pogut durar uns 65.000 anys, mentre que quan es considera l’alliberament d’energia potencial gravitatòria la durada del Sol és d’uns 30 Ma. Aquesta darrera teoria, fermament defensada per lord Kelvin (1824 – 1907), va donar lloc a una forta discussió entre ell i Charles Darwin (1809 – 1882). El 1850 Darwin, estudiant l’erosió d’una vall del sud-est d’Anglaterra, va arribar a la conclusió que es necessitaven almenys 300 Ma per a explicar-la i, per tant, l’edat de la Terra havia de ser com a mínim d’aquest ordre; a més a més, les seves teories sobre l’evolució de les espècies també demanaven centenars de milions d’anys per a l’edat de la Terra. Aquesta controvèrsia va ser resolta 80 anys després. Una vegada va ser conegut que l’edat de la Terra era d’uns 4.500 Ma era obvi que el mecanisme de generació d’energia del Sol havia de ser tal que li permetés brillar durant tant de temps. Per això va ser necessària una nova revolució del pensament científic que va conduir al desenvolupament de noves branques de la física, com ara la relativitat, la mecànica quàntica i la física nuclear, que van permetre explicar, l’any 1939, la generació d’energia estel·lar.

La generació d’energia al Sol

Imatge d’una regió propera al pol sud celestial corresponent a 10 dies d’observació del telescopi espacial Hubble. La imatge mostra milers de galàxies de diferents formes (espirals, el·líptiques, etc.) i colors. El color blau correspon a estrelles joves calentes, mentre que el color vermell és representatiu d’estrelles velles o de llum difusa per pols.

R. Williams / HDF-S Team / NASA.

La teoria que explica la generació d’energia estel·lar en la fase de seqüència principal es basa en les reaccions de fusió nuclear, que consisteixen en la fusió de nuclis d’elements lleugers i la consegüent formació d’un nucli més pesant amb alliberament d’energia. Dins el nucli del Sol, en un entorn al voltant del centre que arriba fins a una quarta part del seu radi, les condicions físiques (densitat de 150 g/cm³, pressió de 270 · 10⁹ atm i temperatura de 16 · 10⁶ K) són adients perquè es produeixin reaccions de fusió nuclear. Partint del fet que la composició química del Sol es troba dominada per l’hidrogen, Hans Albrecht Bethe (1906 – 2005) va proposar, l’any 1939, el primer cicle de generació d’energia estel·lar, anomenat cadena protó-protó, que es resumeix en què quatre nuclis d’hidrogen es fusionen per a formar un nucli d’heli i alliberar energia i neutrins:

4H¹ → He⁴ + 2e⁺ + 2v_e + energia

La particularitat important d’aquesta reacció és que la massa de quatre nuclis d’hidrogen és més gran que la massa d’un nucli d’heli i el defecte de massa (Δm) es converteix en energia. La quantitat d’energia obtinguda en cada reacció ve donada per la famosa fórmula d’Einstein, E = Δm · c², on c és la velocitat de la llum. L’energia generada per una d’aquestes reaccions és petitíssima; per tant, per a sumar l’energia emesa pel Sol és necessari que es produeixin 10³⁸ reaccions de fusió cada segon. Aquest nombre tan gran de reaccions implica que cada segon al nucli del Sol desapareixen 670 · 10⁶ tones d’hidrogen i es formen 664 · 10⁶ tones d’heli; la diferència, és a dir 6·10⁶ tones, compareixen en forma d’energia donant lloc a la lluminositat del Sol. A partir d’aquesta informació es pot calcular d’una manera molt senzilla el temps de vida del Sol; cal dividir l’energia que es pot obtenir mitjançant la transformació de la massa d’hidrogen del nucli en heli per la lluminositat solar, i el resultat és de l’ordre de 10.000 Ma. A hores d’ara, l’edat estimada del Sol és de 5.000 Ma, que coincideix amb la datació radioactiva de les roques lunars i terrestres (uns 4.600 Ma).

Quan va arribar a la fase de seqüència principal la lluminositat del Sol era el 70% de l’actual; aixó vol dir que ha anat incrementant la seva lluminositat al llarg dels 5.000 Ma que fa que es troba en aquesta fase. El motiu d’aquest increment és que, com que la taxa de generació d’energia és directament proporcional al quadrat de l’abundància d’hidrogen, en anar minvant l’hidrogen es genera menys energia i es produeix un lleuger desequilibri al qual l’estrella respon entrant en contracció lenta i, per tant, incrementant la seva densitat i temperatura interna. Atès que la generació d’energia és també proporcional a la densitat i a la temperatura del nucli de l’estrella, el resultat net és que augmenta l’energia generada, que reequilibra l’estrella, i també la lluminositat emesa. Aquest procés continuarà durant tota l’etapa del Sol en la fase de seqüència principal, i al final d’aquesta, i fruit dels reajustaments, el radi s’haurà duplicat, la lluminositat s’haurà triplicat i la temperatura superficial haurà davallat el 16%. Sens dubte, aquests canvis tindran influència sobre la Terra i sobre la vida terrestre; això dona lloc a la paradoxa del Sol feble.

Aquesta paradoxa té a veure amb el fet que amb la feble lluminositat del Sol jove la temperatura mitjana de la Terra hauria d’haver estat inferior a la de congelació de l’aigua durant els primers 2.000 Ma de la Terra; en una situació així, la superfície del planeta estaria completament congelada i seria de color blanc, un fenomen conegut com a bola de neu. Sembla que això no va succeir, cosa que s’explica per la composició química de l’atmosfera terrestre primigènia, feta de gasos com diòxid de carboni i metà, entre d’altres, que afavorien l’efecte hivernacle; l’increment constant d’aquests gasos a l’atmosfera gràcies a les emissions volcàniques també hauria contribuït a evitar l’efecte bola de neu. Probablement, l’efecte hivernacle produït per aquesta atmosfera va impedir la congelació de l’aigua superficial.

No obstant això, cal verificar que l’energia del Sol es genera mitjançant la cadena protó-protó. Tal com mostra la reacció, un dels productes de la fusió nuclear són dos neutrins electrònics. Els neutrins tenen la particularitat que pràcticament no interaccionen amb la matèria i, per tant, una vegada han estat produïts al centre del Sol surten de forma immediata cap a l’espai exterior i, en particular, arriben a la Terra. Els models teòrics determinen que el flux neutrínic que arriba a la Terra és de 10¹¹ neutrins per centímetre quadrat i segon, i aquesta dada fa que si es pogués mesurar el flux de neutrins que arriben a la Terra es comprovaria la validesa de la teoria de generació d’energia al Sol.

L’any 1946 el físic Bruno Pontecorvo (1913 – 1993) va suggerir una tècnica per a detectar els neutrins solars a la Terra, A mitjan dècada de 1960, John Bahcall (1934 – 2005) i Raymond Davis Jr. (1914 – 2006) van implementar aquesta tècnica, basada en un detector radioquímic, que consistia en un tanc amb 380 m³ de percloroetilè. Quan un neutrí col·lideix amb un àtom de clor del líquid, el transforma en un isòtop radioactiu de l’argó, de manera que a partir del recompte dels àtoms d’argó radioactiu es calcula el nombre de neutrins que han estat capturats. Els primers resultats suggerien que la quantitat de neutrins capturats era sensiblement inferior a la predicció teòrica.

Anys després, al principi de la dècada de 1980, es va construir al Japó l’observatori soterrani de Kamioka amb un detector (KamiokaNDE) dissenyat per a estudiar el decaïment del protó. Aquest detector contenia 3.000 tones d’aigua i totes les parets interiors eren folrades de tubs fotomultiplicadors; posteriorment, el detector es va actualitzar per detectar els neutrins solars. Quan un neutrí solar col·lideix amb un electró de l’aigua, aquest es posa en moviment i, si agafa una velocitat més gran que la de la llum dins l’aigua, emet radiació de Txerenkov, que és detectada pels tubs fotomultiplicadors. Una característica important d’aquests detectors és que són direccionals, és a dir, una vegada coneguda la direcció de moviment de l’electró es pot saber la procedència del neutrí. Els resultats publicats l’any 1992 confirmaven bàsicament la manca de neutrins solars observada pel detector de Davis, i també que els neutrins detectats provenien del Sol. Al principi de la dècada de 1990, dos detectors radioquímics diferents, SAGE i GALLEX, van confirmar que el nombre de neutrins solars era inferior al predit per les formulacions teòriques.

A la vista de totes les dades empíriques, es presentaven dues alternatives: la teoria de la generació de l’energia solar no era correcta, és a dir, hi havia un problema astrofísic, o la física dels neutrins no era ben coneguda i el problema residia en la teoria de partícules elementals. El caràcter dels neutrins que es generen a l’interior del Sol és electrònic i tots els experiments descrits fins aquell moment eren sensibles solament a aquest tipus de neutrí. Al voltant de l’any 1967, Pontecorvo havia suggerit la hipòtesi que els neutrins podien intercanviar el seu caràcter entre electrònic, tauònic o muònic, un fenomen conegut com a oscil·lació dels neutrins; es tracta, bàsicament, que en les reaccions poden estar implicats electrons, partícules tau o muons, respectivament. L’any 1996 va entrar en funcionament l’observatori de neutrins Super-Kamiokande, amb 50.000 tones d’aigua, que a diferència dels altres detectors era sensible als neutrins electrònics i muònics. Quan els raigs còsmics d’alta energia que entren a l’atmosfera terrestre interaccionen amb els seus nuclis, produeixen dos neutrins muònics i un neutrí electrònic. L’any 1998, els investigadors del Super-Kamiokande van publicar els resultats d’un experiment en el qual es comparaven els caràcters dels neutrins atmosfèrics provinents de la zona on treballaven i els dels antípodes. La diferència era la quantitat de massa terrestre que travessaven els neutrins per arribar al detector. Per les mesures dels neutrins provinents de damunt del detector es va trobar que es mantenia la relació entre neutrins muònics i electrònics, mentre que pels provinents dels antípodes no es mantenia. Els resultats semblaven confirmar l’oscil·lació dels neutrins. Finalment, al final de la dècada de 1990 es va construir l’Observatori de Neutrins de Sudbury (Canadà), basat en un detector que contenia aigua pesant i que era sensible a qualsevol tipus de neutrí. Els resultats obtinguts amb aquest experiment van confirmar que el flux neutrínic rebut a la Terra coincideix amb l’establert teòricament, i que part dels neutrins electrònics canvien el seu caràcter durant el viatge des de l’interior del Sol a la Terra. Això resolia les incògnites sobre els neutrins solars i dissipava els dubtes sobre el procés de generació de l’energia del Sol. Masatoshi Koshiba (n. 1926), que va desenvolupar el KamiokaNDE i el Super-Kamiokande, i Davis van rebre el premi Nobel de física l’any 2002.

El camí de l’energia des de l’interior del Sol fins a la superfície

Una vegada generada l’energia al centre del Sol ha de sortir fins a la superfície. L’estructura interna del Sol es divideix en tres regions: el nucli, que ocupa una quarta part, en radi, de l’interior solar i és el lloc on es genera l’energia; la zona radiativa, que arriba fins a 0,7 radis solars, anomenada així perquè els fotons són responsables del transport energètic per aquesta zona; i la zona convectiva, on els moviments de massa (convecció) transporten l’energia cap a la superfície. Durant el seu trajecte des de l’interior solar fins a l’espai exterior travessant la superfície del Sol, els fotons, generats per les reaccions de fusió nuclear, es troben sotmesos a nombroses col·lisions amb les partícules que constitueixen el material solar. A cada col·lisió els fotons es difonen en diferents direccions i descriuen un camí aleatori. El resultat és que els fotons, que es mouen a la velocitat de la llum i que haurien de recórrer l’interior del Sol en menys de tres minuts, finalment triguen centenars de milers d’anys a fer-ho. D’altra banda, observacions d’alta resolució de la superfície solar permeten veure la convecció, que es manifesta mitjançant la granulació solar; es tracta d’unes cèl·lules convectives de formes diverses de color blanc groc, amb una mida de 1.000 km i una vida mitjana d’uns 10 min, que transporten el material calent cap a la superfície. Quan el material s’ha refredat torna cap a l’interior de la zona convectiva davallant entre els grànuls, procés en el qual adopta un color fosc.

A poc a poc, la combustió de l’hidrogen fa que l’estrella deixi de ser químicament homogènia perquè l’heli produït en la reacció s’acumula al nucli. Quan l’abundància d’hidrogen decreix sembla que la generació d’energia s’hauria d’aturar. Malgrat això, l’augment de la temperatura provocat per la contracció lenta que reajusta l’estrella permet que l’hidrogen es continuï consumint en una capa gruixuda al voltant d’un nucli d’heli inert que no genera energia; d’aquesta manera, tota l’energia emesa per l’estrella prové de la capa de combustió d’hidrogen. A mesura que l’hidrogen d’aquesta capa es va consumint, més i més heli es va afegint al nucli inert, que ha de suportar la pressió de les capes exteriors de l’estrella. La capacitat del nucli per a suportar aquesta pressió no és infinita: quan la massa del nucli de l’estrella supera una massa límit, coneguda com a massa de Schönberg-Chandrasekhar, el nucli es col·lapsa i la densitat i la temperatura interna comencen a créixer.

L’evolució futura del Sol

Evolució d’una estrella com el Sol des de la seva formació fins al seu final com a nana blanca. En el moment actual el Sol és dins la fase de seqüència principal. La representació de l’estrella en cada fase no està a escala.

A partir d’Oliverbeatson.

Evolució d’una estrella en el diagrama HR des dels camins de Hayashi i Henyey fins a la fase de nana blanca.

A partir de fonts diverses.

L’existència d’una capa de combustió fa que quan el nucli d’una estrella es comença a contreure, la part que es troba per damunt d’aquesta capa de combustió entri en expansió; aleshores, la posició de l’estrella dins el diagrama HR es desplaça cap a la dreta (temperatura superficial més baixa) i cap amunt (lluminositat més elevada i radi més gran).

La fase de gegant vermella i la branca horitzontal

La mida de l’estrella augmenta i es transforma en subgegant, amb color vermell a causa del davallament de la temperatura superficial. Aquesta disminució de la temperatura superficial permet que la convecció ocupi la meitat de l’estrella, la qual cosa fa que l’energia generada a la capa de combustió sigui eficaçment transportada cap a la superfície; això provoca l’augment de la lluminositat, de manera que l’estrella entra a la branca de les gegants vermelles del diagrama HR.

D’altra banda, gràcies a la convecció tot el material de l’embolcall es barreja, cosa que fa que es modifiqui la seva abundància a la superfície de l’estrella. Quan la temperatura del nucli puja fins al voltant de 100 · 10⁶ K, s’enceta la reacció de combustió de l’heli, que consisteix en la fusió de tres nuclis d’heli per donar lloc a un nucli de carboni i alliberar energia:

He⁴ + He⁴ → Be⁸

He⁴ + Be⁸ → C¹² + energia

L’inici de la combustió de l’heli en estrelles com el Sol es produeix en condicions de degeneració electrònica en el nucli deguda a la contracció soferta. La pressió de degeneració electrònica, i no la de gas, proporciona la pressió del nucli necessària per a compensar l’acció de la gravetat. Per tant, quan la temperatura augmenta, el gas no s’expandeix i es refreda, sinó que, al contrari, té lloc una combustió incontrolada de l’heli, que emet grans quantitats d’energia (en pocs segons, cent mil milions de vegades l’energia normalment produïda per l’estrella) i que ajuda a fer desaparèixer la degeneració electrònica del nucli. Llavors, la pressió de gas torna a ser dominant; el gas s’expandeix i es refreda, i s’entra en una fase de combustió normal d’heli.

Durant la combustió incontrolada d’heli l’estrella evoluciona molt ràpidament fins que es reequilibra i entra una altra vegada en una fase de vida tranquil·la; aquesta fase es mostra al diagrama HR descrivint una trajectòria més o menys horitzontal (branca horitzontal), caracteritzada per la lleugera disminució de la lluminositat i l’augment de la temperatura superficial.

Un fet important per als humans és que mitjançant la reacció de fusió de nuclis d’heli es genera a l’Univers el carboni i l’oxigen disponible a la Terra, ja que l’addició d’un altre nucli d’heli al carboni permet la formació d’oxigen. A l’inici de l’Univers, els elements que es van formar en major quantitat, i que són dominants, van ser l’hidrogen i l’heli, i també es van formar petites quantitats de deuteri i liti. La resta d’elements químics que hi ha a l’Univers i que són importants per a la vida humana, com ara carboni, oxigen, calci i ferro, han estat sintetitzats a l’interior de les estrelles mitjançant reaccions de fusió nuclear.

La fase asimptòtica de les gegants

La nebulosa planetària de l’Ull de Gat fa 0,5 anys llum de diàmetre. Al centre es veu l’estrella, que està perdent massa. Aquest serà el futur del Sol a la fi de la fase de la branca asimptòtica de les gegants d’aquí a uns 5.000 Ma.

APOD-cat / NASA / ESA / HEIC / The Hubble Heritage Team.

Quan l’estrella exhaureix l’heli al seu nucli torna a entrar en una etapa on l’energia és generada per combustió d’heli en la capa de combustió. Alhora, el nucli inert de carboni i oxigen es torna a contreure, l’embolcall s’expandeix i l’estrella entra en la fase coneguda com branca asimptòtica de les gegants, caracteritzada per un creixement de la lluminositat i una disminució de la temperatura superficial. Aquesta branca es troba dividida en dues parts, una inicial en què la generació d’energia és produïda per la capa d’heli, l’estrella augmenta la seva mida fins que el radi arriba a ser d’1 UA i, a causa de la disminució de temperatura, la convecció es torna a encetar i es produeix el segon episodi de barreja de l’embolcall de l’estrella i es modifica de nou l’abundància química superficial. En aquest segon episodi, hi pot haver una capa prima d’hidrogen que generi energia i que la capa d’heli produeixi energia de forma intermitent donant lloc a polsos tèrmics que duren milers d’anys i que produeixen reajustaments interiors i inestabilitats. Al final d’aquesta fase, l’estrella té una mida molt gran i es veu de color vermell.

La fase de nebulosa planetària

A causa de la gran mida de la gegant vermella, les seves capes superficials es troben feblement lligades i l’estrella comença a perdre massa, el seu embolcall extern, i emet matèria en forma de vents estel·lars que es manifesten com a grans acumulacions de massa al seu voltant. A mesura que progressa l’ejecció, es van descobrint capes cada vegada més internes i això produeix que la temperatura superficial del residu estel·lar augmenti, mentre que la lluminositat es manté més o menys constant. Per tant, en el diagrama HR l’estrella es mou de forma horitzontal cap a l’esquerra. Quan la superfície exposada té temperatures de 30.000 K, els fotons són capaços d’ionitzar les capes ejectades, que comencen a brillar; són nebuloses planetàries, un nom que prové de quan es pensava que aquestes acumulacions de massa donen lloc a la formació de sistemes planetaris, una idea totalment descartada en l’actualitat. Durant aquest etapa, l’estrella pot perdre entre el 50 i el 70% de la seva massa. Finalment, quan acaba la pèrdua de massa, el que resta és un residu estel·lar inert amb un nucli fet de carboni i oxigen envoltat per un embolcall molt prim d’hidrogen; la temperatura superficial està al voltant de 50.000 K i la densitat és d’uns 300 kg/cm³, i l’estrella és rodejada per la nebulosa planetària que segueix la seva expansió. El residu estel·lar ja no es pot contreure més perquè la pressió interna, donada per la degeneració electrònica, equilibra l’acció de la gravetat, i per tant ja no és possible que augmenti la temperatura de manera que es generin noves reaccions de fusió.

La fase de nana blanca

La fase en la qual ha entrat en aquest moment l’estrella s’anomena de nana blanca, perquè el residu estel·lar té un radi de l’ordre de només 10.000 km i perquè la seva temperatura superficial fa que es vegi de color blanc. L’any 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995) va introduir el concepte de massa límit d’una nana blanca com una massa al voltant d’1,44 vegades la massa del Sol. La idea subjacent és que qualsevol estrella la massa de la qual sigui inferior a aquest límit en acabar la fase posterior a la branca asimptòtica de les gegants podrà trobar l’equilibri entre la pressió de degeneració electrònica i la gravetat, i així esdevindrà en una nana blanca. La nana blanca va alliberant la seva energia tèrmica interna emmagatzemada i es va refredant. Com que la nebulosa es troba cada vegada més lluny arriba un moment en què ja no és ionitzada per la radiació provinent de l’estrella i es torna invisible. Així, la brillantor de la nana blanca va disminuint lentament fins que es torna invisible. L’escala de temps de refredament és de l’ordre de milions d’anys i el destí final és una nana negra, un objecte en equilibri que no emet cap tipus d’energia. Aquest serà el destí final del Sol.