Activitat solar (II)
Després d'esmentar en el número anterior l'estructura del Sol i les principals peculiaritats de les seves capes, estem disposats a donar a conèixer l'activitat que es genera en ella, en la mesura en què l'heliofísica pot donar resposta als diferents aspectes d'aquests fenòmens. Aquest últim comentari que hem de fer sobre tants problemes té una raó especial en aquest cas. A causa de la intensitat de la lluminositat del Sol no és possible la seva observació directa i, a més, fins que fa pocs anys s'han dissenyat instruments especials, la cromosfera i la corona només podien veure's en eclipsis totals de Sol.
D'altra banda, com és sabut, quan les observacions s'han realitzat a través de telescopis situats en la Terra, la informació ha estat merament auditiva i de radioradiación, però últimament s'ha pogut superar aquest problema amb l'ajuda dels espacials Skylab i, sobretot, Solar Maximun Mission (SMM). El nom ens pot fer pensar que l'únic objectiu d'aquesta última era estudiar el Sol. Se'ls va avariar deu mesos després del llançament de la nau i després de quatre anys en òrbita la van reparar. A pesar que va enviar menys dades dels esperats, la seva aportació ha tingut una gran importància en la resolució dels problemes que analitzarem en breu.
També s'ha comentat en el número anterior que els fenòmens d'activitat més destacats en l'atmosfera del Sol són les factual, els negres, les erupcions i les protuberàncies. Els més fàcils de veure són els negres, perquè són els foscos que, com el seu propi nom indica, poden veure's en la fotosfera. Les fulas, per contra, es coneixen perquè creen regions més lluminoses en una mateixa capa. A més, els seus efectes també s'estenen a la cromosfera.
Les altres dues es desenvolupen principalment en la cromosfera i corona. Aquestes distincions es poden realitzar perquè cada capa emet radiacions característiques de diferent longitud d'ona d'una banda. Per exemple, de la fotosfera ens arriba principalment la llum visible i de les zones més profundes d'aquesta capa ens arriben els infrarojos. Des de la regió d'unió de la fotosfera i la cromosfera rebem les ones mil·limètriques i les ones centimétricas i mètriques ens proporcionen informació cromosfera i corona.
No obstant això, cal destacar que totes aquestes formes d'activitat que hem esmentat ens presenten una particularitat comuna: el seu origen magnètic. Aquesta és també la raó de la relació entre alguns dels fenòmens actius. El Sol no és l'únic camp magnètic bipolar que canvia constantment de punt a punt com la Terra. Les forces magnètiques evolucionen localment en funció de la singularitat de cada regió i del moviment de la matèria i podem parlar com a màxim del valor mitjà dels camps.
Tractem de descriure i conèixer els fenòmens. Les fulas provoquen sortints d'uns 2.000 km de la superfície de la fotosfera, que al seu torn són més lluminosos. Es creu que aquests efectes es produeixen perquè en reforçar els camps magnètics en aquesta regió, el corrent de convecció tendeix a ordenar i ajudar, augmentant més ràpidament la matèria calenta interna.
Els negres es formen normalment a l'interior de les fulas, però a pesar que aquestes poden veure's en tot el disc solar, els negres només apareixen entre latituds de 40° i -40°. El seu aspecte no és homogeni. En la zona es produeix una ombra envoltada de llum que representa aproximadament el 20% de la superfície de l'estructura. El diàmetre dels negres oscil·la entre els 7.000 i els 50.000 km, encara que, per descomptat, també s'han vist més grans. Per exemple, el mes de març passat es va poder veure un d'uns 200.000 quilòmetres. Quant a la durada mitjana, només duren uns pocs dies, però s'han conegut excepcions que han durat quatre mesos.
La temperatura de la fotosfera es calcula entorn dels 6.500 K; la de la llum del negre és de 5.500 K i la de l'ombra de 4.500 K. Per tant, els negres són bastant lluminosos en si mateixos, i el contrast amb la fotosfera és el que enfosqueix als nostres ulls. Si bé en el cas de les fulas la influència dels camps magnètics enfortia els corrents de convecció, quant als negres hem de dir que, en lloc de contribuir a la convecció, les zones són tan violentes que dificulten la convecció. Per tant, la matèria calenta puja menys per dins i per tant la temperatura baixa.
Les protuberàncies són estructures semblants a cèrcols que es veuen en el cor. Pel que sembla es formen per condensació de la matèria de la corona (com els núvols en l'atmosfera terrestre). Per tant, estan formats per matèria a molt alta temperatura. Normalment es classifiquen en dos grups: kiesente i de ràpida evolució. Les primeres són bastant persistents (3 mesos o) i de gran grandària (200.000 km de longitud, 50.000 km d'altura i 8.000 km d'amplària). Es mouen, i encara que aquest punt no està completament confirmat, sembla que es formen en latituds equatorials i es dirigeixen cap als pols.
Les protuberàncies de ràpida evolució són molt menors. Duran unes hores i són de manera variable. Encara que la formació de protuberàncies no és clara, la influència dels camps magnètics en la seva evolució és clara, com en tots els altres fenòmens. Aquesta especial importància dels camps magnètics que hem esmentat al principi ve que la matèria es troba en estat de plasma en el Sol. És un bon conductor per la presència de matèria ionitzada, i qualsevol camp magnètic variable genera corrents elèctrics, donant lloc també a camps magnètics.
En tots els processos descrits, els negres han estat els més coneguts i observats al llarg de la història. En les efemèrides xineses, japoneses i coreanes es fa esment als bruns. A Occident, per contra, les referències són molt escasses, potser per la concepció grega i cristiana de la inmutabilitat de l'Univers. En 1611 van començar a observar-se amb telescopi els negres Fabricius, Galileu i Scheiner, i des de llavors coneixem la seva posició, quantitat i superfície, però la recollida de dades no es va sistematitzar fins a 1750.
L'anàlisi d'aquest tresor de dades ha permès concloure que les peculiaritats físiques dels negres evolucionen cíclicament. Aquesta afirmació es pot fer també sobre altres tipus d'activitats, i s'ha pogut comprovar que, tenint en compte la interrelació existent, els períodes són bastant similars per a tots els fenòmens. Per tant, és indubtable que l'activitat solar evoluciona cíclicament, i a més, la més negra es considera un indicador absolut del cicle general. Analitzarem les peculiaritats d'aquest últim.
El nombre de dies a l'any en què el Sol presenta els bronzejats i el nombre d'unitats i grups dels mateixos s'utilitza per a obtenir els números de Wolf representatius de l'activitat. La seva periodicitat més acusada és de 11,04 anys. Aquesta temporada l'activitat passa per un mínim i un màxim. El primer cicle comença per conveni al mínim de 1755 i el període que hem donat abans és el valor mitjà calculat amb dades a partir d'aquesta data, ja que no és totalment constant. La temporada fins al mínim ha estat de 8 a 15 anys.
Sembla ser que segons el número i la superfície diària dels bronzejats existeix un altre període d'uns 80 anys i un altre que segueix a cicles de màxim nivell baix, però aquests últims no estan totalment confirmats, sobretot perquè els efectes a estudiar són molt petits i el nombre de mesures és relativament escàs. Quant al període d'onze anys, l'últim, el 22, ha començat amb el mínim de 1986. Per tant, després de l'últim màxim en 1979, tornem a situar-nos en el màxim esperat per a 1990 o 91. Prova d'això són les erupcions i els bronzejats especials detectats al març.
En aquesta ocasió, per a no allargar-nos massa sobre la influència de l'activitat del Sol en la Terra i sobre el fenomen que més importància té des d'aquest punt de vista (les erupcions), acabarem el pròxim nombre d'articles.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
