Sol: diferència entre les revisions
| Línia 133: | Línia 133: | ||
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de [[núvol molecular|núvols de gas i pols]] que ja contenien residus de generacions anteriors d'[[estrella|estrelles]]. Gràcies a la [[metal·licitat]] de tal gas, del seu [[disc protoplanetari]] van sorgir, més tard, els [[planetes]], [[asteroides]] i [[cometa|cometes]] del [[sistema solar]]. En l'interior del Sol, es produïxen reaccions de [[Fusió nuclear|fusió]] en les quals els àtoms d'[[hidrogen]] es transformen en [[heli]] i es produïx l'energia que irradia la nostra estrella. Actualment, el Sol es troba en plena [[seqüència principal]], fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant, aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'[[hidrogen]] adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada per a fusionar l'[[heli]] del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall aniran expandint-se gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de [[Lluentor superficial|brillantor]] de l'[[estrella]], la seva [[temperatura efectiva]] disminuirà, situant la seva [[llum]] en la regió vermella de l'[[espectre]]. El Sol s'haurà convertit en una [[gegant roja]]. El [[radi (Geometria)|radi]] del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit [[Mercuri (planeta)|Mercuri]], [[Venus (planeta)|Venus]] i, possiblement, la [[Terra]]. Durant la seva etapa com a gegant roja (uns 1.000 milions d'anys), el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida, el [[vent solar]] s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, el qual formarà, amb el temps, una [[nebulosa planetària]]. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més, fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en què les repulsions de tipus quàntic entre els [[electrons]] extremadament propers ([[degenerats]]) frenaran el col·lapse. Quedarà, llavors, com a romanent estel·lar, una [[nana blanca]] de [[carboni]] i [[oxigen]] que s'anirà refredant gradualment. |
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de [[núvol molecular|núvols de gas i pols]] que ja contenien residus de generacions anteriors d'[[estrella|estrelles]]. Gràcies a la [[metal·licitat]] de tal gas, del seu [[disc protoplanetari]] van sorgir, més tard, els [[planetes]], [[asteroides]] i [[cometa|cometes]] del [[sistema solar]]. En l'interior del Sol, es produïxen reaccions de [[Fusió nuclear|fusió]] en les quals els àtoms d'[[hidrogen]] es transformen en [[heli]] i es produïx l'energia que irradia la nostra estrella. Actualment, el Sol es troba en plena [[seqüència principal]], fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant, aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'[[hidrogen]] adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada per a fusionar l'[[heli]] del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall aniran expandint-se gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de [[Lluentor superficial|brillantor]] de l'[[estrella]], la seva [[temperatura efectiva]] disminuirà, situant la seva [[llum]] en la regió vermella de l'[[espectre]]. El Sol s'haurà convertit en una [[gegant roja]]. El [[radi (Geometria)|radi]] del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit [[Mercuri (planeta)|Mercuri]], [[Venus (planeta)|Venus]] i, possiblement, la [[Terra]]. Durant la seva etapa com a gegant roja (uns 1.000 milions d'anys), el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida, el [[vent solar]] s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, el qual formarà, amb el temps, una [[nebulosa planetària]]. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més, fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en què les repulsions de tipus quàntic entre els [[electrons]] extremadament propers ([[degenerats]]) frenaran el col·lapse. Quedarà, llavors, com a romanent estel·lar, una [[nana blanca]] de [[carboni]] i [[oxigen]] que s'anirà refredant gradualment. |
||
== Estructura == |
== Estructura i fusió == |
||
{{AP|Model solar estàndard}} |
|||
Com tots els cossos amb suficient [[massa]], el Sol posseeix una forma [[esfera|esfèrica]] i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament [[pol (geometria)|polar]]. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la [[Gravetat|força gravitacional]], però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la [[força]] de pressió de radiació i la [[pressió]] del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'[[estel|estrella]] ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat ''[[equilibri hidroestàtic]]''. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'[[astronomia]] disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) [[Nucli solar|nucli]], 2) [[zona radiant]], 3) [[zona convectiva]], 4) [[fotosfera]], 5) [[cromosfera]], 6) [[corona solar|corona]] i 7) [[vent solar]]. |
Com tots els cossos amb suficient [[massa]], el Sol posseeix una forma [[esfera|esfèrica]] i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament [[pol (geometria)|polar]]. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la [[Gravetat|força gravitacional]], però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la [[força]] de pressió de radiació i la [[pressió]] del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'[[estel|estrella]] ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat ''[[equilibri hidroestàtic]]''. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'[[astronomia]] disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) [[Nucli solar|nucli]], 2) [[zona radiant]], 3) [[zona convectiva]], 4) [[fotosfera]], 5) [[cromosfera]], 6) [[corona solar|corona]] i 7) [[vent solar]]. |
||
=== Nucli solar === |
=== Nucli solar === |
||
{{AP|Nucli solar}} |
|||
Ocupa uns 139 000 [[Quilòmetre|km]] del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. El Sol està constituït per un 81% d'[[hidrogen]], 18% d'[[heli]] i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen de [[catalitzador]]s en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del segle XX, el físic austríac [[Fritz Houtermans]] (1903-1966) i l'astrònom anglès [[Robert d'Escourt Atkinson]] (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El [[1938]], [[Hans Albrecht Bethe]] (1906-2005) als Estats Units i [[Karl Friedrich von Weizsäker]] (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen el [[carboni]] i el [[nitrogen]] com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatre [[protó|protons]] en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'[[Albert Einstein|Einstein]] (E = mc<sup>2</sup>), en què E és l'[[energia]], m la [[massa]] i c la [[velocitat de la llum]]. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada en [[Fotó|fotons]], amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions de [[kelvin|kèlvins]]. <br/> |
Ocupa uns 139 000 [[Quilòmetre|km]] del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. El Sol està constituït per un 81% d'[[hidrogen]], 18% d'[[heli]] i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen de [[catalitzador]]s en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del segle XX, el físic austríac [[Fritz Houtermans]] (1903-1966) i l'astrònom anglès [[Robert d'Escourt Atkinson]] (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El [[1938]], [[Hans Albrecht Bethe]] (1906-2005) als Estats Units i [[Karl Friedrich von Weizsäker]] (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen el [[carboni]] i el [[nitrogen]] com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatre [[protó|protons]] en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'[[Albert Einstein|Einstein]] (E = mc<sup>2</sup>), en què E és l'[[energia]], m la [[massa]] i c la [[velocitat de la llum]]. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada en [[Fotó|fotons]], amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions de [[kelvin|kèlvins]]. <br/> |
||
| Línia 163: | Línia 165: | ||
=== Zona radiant === |
=== Zona radiant === |
||
{{AP|Zona de radiació}} |
|||
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta de [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]], és a dir, grans quantitats d'[[hidrogen]] i [[heli]] [[ionitzat]]. Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible. |
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta de [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]], és a dir, grans quantitats d'[[hidrogen]] i [[heli]] [[ionitzat]]. Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible. |
||
===Tacoclina=== |
|||
{{AP|Tacoclina}} |
|||
The radiative zone and the convective zone are separated by a transition layer, the [[tachocline]]. This is a region where the sharp regime change between the uniform rotation of the radiative zone and the differential rotation of the [[convection zone]] results in a large [[shear (fluid)|shear]] between the two—a condition where successive horizontal layers slide past one another.<ref> |
|||
{{Cite book |last=Tobias |first=S.M. |date=2005 |chapter=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo |chapter-url=https://books.google.com/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |pages=193–235 |editor=A.M. Soward |display-editors=etal |title=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics |publisher=[[CRC Press]] |isbn=978-0-8493-3355-2}}</ref> Presently, it is hypothesized (see [[Solar dynamo]]) that a magnetic dynamo within this layer generates the Sun's [[magnetic field]].<ref name=NASA1/> |
|||
=== Zona convectiva === |
=== Zona convectiva === |
||
{{AP|Zona de convecció}} |
|||
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per [[convecció]], en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i [[flux turbulent|turbulenta]] pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen de [[densitat]]; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius. Així, a uns 200.000 [[quilòmetres]] sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els [[Fotó|fotons]] procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; les ''parcel·les'' de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de [[llum visible]], refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'[[heliosismologia]]. |
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per [[convecció]], en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i [[flux turbulent|turbulenta]] pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen de [[densitat]]; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius. Així, a uns 200.000 [[quilòmetres]] sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els [[Fotó|fotons]] procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; les ''parcel·les'' de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de [[llum visible]], refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'[[heliosismologia]]. |
||
=== Fotosfera === |
=== Fotosfera === |
||
{{AP|Fotosfera}} |
|||
[[Fitxer:Sun920607.jpg|miniatura|[[Fotosfera]] del Sol. S'hi aprecien diverses [[taca solar|taques solars]]]] |
[[Fitxer:Sun920607.jpg|miniatura|[[Fotosfera]] del Sol. S'hi aprecien diverses [[taca solar|taques solars]]]] |
||
La [[fotosfera]] és la zona des d'on s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per [[granulació fotoesfèrica|grànuls]] brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un [[telescopi]], es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però, en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per aquesta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 [[km]] de profunditat. |
La [[fotosfera]] és la zona des d'on s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per [[granulació fotoesfèrica|grànuls]] brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un [[telescopi]], es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però, en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per aquesta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 [[km]] de profunditat. |
||
| Línia 175: | Línia 186: | ||
=== Cromosfera === |
=== Cromosfera === |
||
{{AP|Cromosfera}} |
|||
La |
La cromosfera és la regió de l'atmosfera solar situada entre la [[fotosfera]] i la [[corona solar]]. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nom ''cromosfera'' ve del [[Grec antic|grec]] ''chromos'' que significa '[[color]]<nowiki/>', perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels [[eclipsi de Sol|eclipsis totals de Sol]]. |
||
=== |
=== Atmosfera === |
||
{{AP|Corona solar|Rínxol coronal}} |
|||
La |
La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els [[Eclipsi solar|eclipsis solars]] o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol, denominat ''[[coronògraf]]''. Fins al [[1930]], l'única forma d'observar la corona era quan la [[Lluna]] eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el [[1930]], d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats [[coronògraf|''coronògrafs'']], es va poder estudiar de manera més accessible el fenomen de la corona solar. |
||
La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la [[fotosfera]] té una temperatura aproximada de 6.000 °C). |
La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la [[fotosfera]] té una temperatura aproximada de 6.000 °C). |
||
| Línia 185: | Línia 198: | ||
Durant un eclipsi, el [[1870]], [[Charles Young]], observant l'espectre de llum de la corona, va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. El [[1940]], Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la [[Terra]] com el [[ferro]]. |
Durant un eclipsi, el [[1870]], [[Charles Young]], observant l'espectre de llum de la corona, va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. El [[1940]], Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la [[Terra]] com el [[ferro]]. |
||
===Fotons i neutrins=== |
|||
{{AP|Irradiança solar}} |
|||
High-energy [[gamma ray]] photons initially released with fusion reactions in the core are almost immediately absorbed by the solar plasma of the radiative zone, usually after traveling only a few millimeters. Re-emission happens in a random direction and usually at a slightly lower energy. With this sequence of emissions and absorptions, it takes a long time for radiation to reach the Sun's surface. Estimates of the photon travel time range between 10,000 and 170,000 years.<ref name="NASA">{{cite web |date=2007 |title=Ancient sunlight |url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |website=Technology Through Time |publisher=NASA |issue=50 |accessdate=24 June 2009 |ref=harv |archive-url=https://web.archive.org/web/20090515085541/http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |archive-date=15 May 2009 |url-status=dead }}</ref> In contrast, it takes only 2.3 seconds for the [[neutrino]]s, which account for about 2% of the total energy production of the Sun, to reach the surface. Because energy transport in the Sun is a process that involves photons in thermodynamic equilibrium with matter, the time scale of energy transport in the Sun is longer, on the order of 30,000,000 years. This is the time it would take the Sun to return to a stable state, if the rate of energy generation in its core were suddenly changed.<ref> |
|||
{{Cite journal |last=Stix |first=M. |date=2003 |title=On the time scale of energy transport in the sun |journal=[[Solar Physics (journal)|Solar Physics]] |volume=212 |issue=1 |pages=3–6 |bibcode=2003SoPh..212....3S |doi=10.1023/A:1022952621810|s2cid=118656812 }}</ref> |
|||
Neutrinos are also released by the fusion reactions in the core, but, unlike photons, they rarely interact with matter, so almost all are able to escape the Sun immediately. For many years measurements of the number of neutrinos produced in the Sun were [[Solar neutrino problem|lower than theories predicted]] by a factor of 3. This discrepancy was resolved in 2001 through the discovery of the effects of [[neutrino oscillation]]: the Sun emits the number of neutrinos predicted by the theory, but neutrino detectors were missing {{frac|2|3}} of them because the neutrinos had changed [[flavor (particle physics)|flavor]] by the time they were detected.<ref name="Schlattl"> |
|||
{{Cite journal |last=Schlattl |first=H. |date=2001 |title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem |journal=[[Physical Review D]] |volume=64 |issue=1 |page=013009 |arxiv=hep-ph/0102063 |bibcode=2001PhRvD..64a3009S |doi=10.1103/PhysRevD.64.013009 |s2cid=117848623 |ref=harv}}</ref> |
|||
=== Vent solar === |
=== Vent solar === |
||
{{AP|Vent solar}} |
|||
[[Fitxer:Heliopause diagram.png|miniatura|Diagrama de l'[[heliopausa]], en el límit entre el [[vent solar]] i el vent interestel·lar]] |
[[Fitxer:Heliopause diagram.png|miniatura|Diagrama de l'[[heliopausa]], en el límit entre el [[vent solar]] i el vent interestel·lar]] |
||
El |
El vent solar és un flux de [[Partícula elemental|partícules]] carregades (és a dir, [[plasma (Estat de la matèria)|plasma]]) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoritàriament per [[protons]] i [[electrons]] d'alta [[energia]] (500 [[electronvolt|keV]]). |
||
La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'[[hidrogen]] [[ionització|ionitzat]] i un 25-27% d'[[heli]] ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completament [[ió (àtom)|ionitzades]] formant un [[Plasma (Estat de la matèria)|plasma]] molt poc dens. En les proximitats de la [[Terra]], la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, i n'és la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar. |
La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'[[hidrogen]] [[ionització|ionitzat]] i un 25-27% d'[[heli]] ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completament [[ió (àtom)|ionitzades]] formant un [[Plasma (Estat de la matèria)|plasma]] molt poc dens. En les proximitats de la [[Terra]], la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, i n'és la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar. |
||
Revisió del 19:59, 16 oct 2020
.svg&lang=ca){kind=small}
El Sol és un estel situat al centre del sistema solar. La Terra i tots els altres planetes del sistema solar orbiten al seu voltant. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig també orbiten el Sol.
Com que és l'estel més pròxim a la Terra (es troba a 150 milions de km), és també l'astre més brillant del firmament. La seva presència o absència en el cel determina el dia i la nit, respectivament. L'energia radiada pel Sol és aprofitada pels éssers fotosintètics, els quals constituïxen la base de la cadena alimentària. Així, és la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics.[5]
És un estel de la seqüència principal, de classe espectral G2, cosa que indica que és una mica més gran i calent que un estel mitjà.[6] És una immensa esfera quasi perfecta de plasma formada majoritàriament per hidrogen i heli.[7][8] 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.
Malgrat que és un estel de mida mitjana, amb un diàmetre angular de 32′ 35″ en el periheli i 31′ 31″ en l'afeli, la qual cosa dóna un diàmetre mitjà de 32′ 03″. Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i la Lluna són tals que, vistos des de la Terra, tenen aproximadament la mateixa grandària aparent.
L'enorme efecte del Sol a la Terra ha sigut reconegut des dels temps prehistòrics. El Sol ha sigut considerat per algunes cultures com una deïtat. La rotació sinòdica de la Terra i la seva òrbita al voltant del Sol són la base dels calendaris solars, un dels quals és el predominant calendari en ús avui en dia.
Etimologia
La paraula «sol» té diverses variacions a través de les famílies de llengües, per exemple, en les llengües de la família indoeuropea, en la majoria dels casos es troba una part nominativa amb una l, en lloc de l'arrel genitiva en n, com per exemple en llatí sōl, el grec ἥλιος hēlios, el gal·lès haul i el rus солнце solntse (pronunciat sontse), així com (amb *l > r) en sànscrit स्वर svár i persa خور xvar. De fet, l'arrel de la l va sobreviure també en protogermànic, com *sōwelan, que va donar lloc al gòtic sauil (al costat de sunnō) i el prosaic nòrdic antic sól (al costat de la poètica sunna), i a través d'ella les paraules per a "sol" en les llengües escandinaves modernes: suec i danès solen, islandès sólin, etc.[9] La paraula anglesa sun es va desenvolupar de l'anglès antic sunne. Els cognates apareixen en altres llengües germàniques, incloent el frisó occidental sinne, holandès zon, baix alemany Sünn, alemany estàndard Sonne, el bavarès Sunna, nòrdic antic sunna i gòtic sunnō. Totes aquestes paraules provenen del protogermànic *sunnōn.[10][9]
Les paraules grega i llatina apareixen en la poesia com a personificacions del Sol, Hèlios i Sol,[11][12] mentre que en ciència ficció en llengua anglesa "Sol" es pot utilitzar com a nom de l'astre per distingir-lo dels altres. El terme "sol" amb 's' minúscula és utilitzat pels astrònoms planetaris per determinar la durada d'un dia solar en un altre planeta com Mart.[13]
Els principals adjectius del Sol en català són assolellat per a la llum solar i, en contextos tècnics, solar,[14] del llatí sol[15] – aquest últim es troba en termes com dia solar, eclipse solar i sistema solar. Del grec helios ve l'adjectiu poc comú helíac.[16]
El terme anglès del dia de la setmana Sunday prové de l’anglès antic Sunnandæg "dia del sol", una interpretació germànica de la frase llatina diēs sōlis, que és una traducció del grec ἡμέρα ἡλίου hēmera hēliou "dia del sol".[17]
Característiques
Cal dir que el Sol 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. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur, podria esdevenir-se que l'energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat.
Tota la matèria del Sol està en forma de plasma a causa de la seva temperatura extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol 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.
Durant algun temps, es va pensar que el nombre de neutrins produïts en les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicció teòrica, un problema que es denominà problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir.
El Sol no té un límit definit, però la seva densitat disminueix exponencialment a mesura que augmenta l'alçada per sobre de la fotosfera.[18] A efectes de mesura, es considera que el radi del Sol és la distància des del seu centre fins a la vora de la fotosfera, l’aparent superfície visible del Sol.[19] Amb aquesta mesura, el Sol és una esfera gairebé perfecta amb un aplatament calculat en 9 milionèsimes,[20] el que significa que el seu diàmetre polar difereix només del seu diàmetre equatorial en 10 km.[21] L’efecte mareomotriu dels planetes és feble i no afecta significativament la forma del Sol.[22] El Sol gira més ràpid al seu equador que els seus pols. Aquesta rotació diferencial és causada pel moviment convectiu a causa del transport de calor i la força de Coriolis a causa de la rotació del Sol. En un marc de referència definit per les estrelles, el període de rotació és d'aproximadament 25,6 dies a l'equador i 33,5 dies als pols. Vist des de la Terra mentre orbita al voltant del Sol, el període de rotació aparent del Sol al seu equador és d’uns 28 dies.[23] Vist des d’un mirador sobre el seu pol nord, el Sol gira en sentit antihorari al voltant del seu eix de gir.[a][24] Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i la NASA van posar en òrbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre del 1995..[25]
Llum solar
.jpg)
La constant solar és la quantitat d'energia que el Sol diposita per unitat d'àrea que està directament exposada a la llum solar. La constant 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).[26] La llum del sol a la superfície de la Terra és atenuada per l'atmosfera terrestre, de manera que arriba menys potència a la superfície (al voltant de 1000 W/m2) en condicions clares quan el Sol és a prop del zenit.[27] 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.[28] L’atmosfera, en particular, filtra més del 70% dels ultraviolats solars, especialment a les longituds d’ona més curtes.[29] La radiació ultraviolada solar ionitza l'atmosfera superior durant el dia a la Terra, creant una conducció elèctrica a l'anomenada ionosfera.[30]
El color del Sol és blanc, amb un índex d'espai de color a prop CIE (0.3, 0.3), quan es veu des de l’espai o quan el Sol és alt al cel, i la radiació solar per longitud d’ona arriba a la part verda de l’espectre.[31][32] Quan el Sol està baix al cel, la dispersió atmosfèrica fa que el Sol sigui groc, vermell, taronja o magenta. Malgrat la seva típica blancor, la majoria[note 1] de la gent pensa mentalment el Sol com a groc; els motius són objecte de debat.[33] El Sol és una estrella G2V, amb G2 indicant la seva temperatura superficial d'aproximadament 5.778 K (5.505 °C), i V que, com la majoria de les estrelles, és una estrella de seqüència principal.[34][35] La luminància mitjana del Sol és a prop de 1,88 giga candeles per metre quadrat, però, tal com es veu a través de l'atmosfera terrestre, es redueix a aproximadament 1,44 Gcd/m2.[b] No obstant això, la lluminositat no és constant a tot el disc del Sol (enfosquiment vers el limbe).
Composició
El Sol està compost principalment per elements químics d'hidrogen i heli. En aquest moment de la vida del Sol, representen el 74,9% i el 23,8% de la massa del Sol a la fotosfera, respectivament.[36] Tots els elements més pesats, anomenats metalls en astronomia, representen menys del 2% de la massa, sent l'oxigen (aproximadament l'1% de la massa del Sol), el carboni (0,3%), el neó (0,2%) i el ferro (0,2%) els més abundants.[37]
La composició química original del Sol va ser heretada del medi interestel·lar de la qual es va formar. Originalment hauria contingut aproximadament un 71,1% d’hidrogen, un 27,4% d’heli i un 1,5% d’elements més pesats.[36] L'hidrogen i la major part de l'heli del Sol haurien estat produïts per nucleosíntesi de Big Bang en els primers 20 minuts de l'univers, i els elements més pesats van ser produïts per generacions d’estrelles anteriors abans que es formés el Sol i es va estendre al medi interestel·lar durant les etapes finals de la vida estel·lar i per esdeveniments com les supernovae.[38]
Des que es va formar el Sol, el principal procés de fusió ha consistit en fusionar hidrogen amb heli. Durant els últims 4.600 milions d'anys, la quantitat d'heli i la seva ubicació dins del Sol han canviat gradualment. Dins del nucli, la proporció d'heli ha augmentat d'un 24% a un 60% a causa de la fusió, i part de l'heli i elements pesants s'han instal·lat des de la fotosfera cap al centre del Sol a causa de la gravetat. Les proporcions de metalls (elements més pesats) no canvien. La calor és transferida cap a fora del nucli del Sol per radiació més que per convecció (vegeu la zona radiant més avall), de manera que els productes de fusió no s’eleven cap a l’exterior per la calor; romanen al nucli[39] i a poc a poc s'ha començat a formar un nucli intern d'heli que no es pot fusionar perquè actualment el nucli del Sol no és prou calent ni dens per fusionar heli. A la fotosfera actual es redueix la fracció d'heli i la metal·licitat és només el 84% del que era en la fase protoestel·lar (abans de començar la fusió nuclear al nucli). En el futur, l’heli continuarà acumulant-se al nucli i, en uns 5.000 milions d’anys, aquesta acumulació gradual farà que el Sol surti de la seqüència principal i esdevenir una gegant vermella.[40]
La composició química de la fotosfera es considera normalment representativa de la composició del sistema solar primordial.[41] Les abundàncies d’elements pesants solars descrites anteriorment es mesuren tan usant-se espectroscòpia de la fotosfera del Sol o bé mesurant abundàncies en meteorits que mai s’han escalfat a temperatures de fusió. Es creu que aquests meteorits conserven la composició del Sol protoestel·lar i, per tant, no es veuen afectats per l'assentament d'elements pesats. Els dos mètodes generalment concorden bé.[42]
Elements del grup de ferro ionitzats individualment
Als anys setanta, moltes investigacions es van centrar en les abundàncies dels elements del grup de ferro al Sol.[43][44] Tot i que es van fer importants investigacions, fins al 1978 va ser difícil determinar l’abundància d’alguns elements del grup de ferro (per exemple el cobalt i el manganès) a través de l'espectroscòpia a causa de les seves estructures hiperfines.[43]
El primer conjunt de forces d'oscil·lador d’elements del grup de ferro ionitzats individualment es van fer disponibles als anys seixanta,[45] i aquestes van ser millorades posteriorment.[46] El 1978 es van derivar les abundàncies d’elements ionitzats individualment del grup del ferro.[43]
Composició isotòpica
Diversos autors han considerat l'existència d'un gradient en les composicions isotòpiques dels gasos novles solars i planetaris,[47] per exemple les correlacions entre composicions isotòpiques del neó i xenó al Sol i als planetes.[48]
Abans del 1983, es pensava que tot el Sol tenia la mateixa composició que l’atmosfera solar.[49] El 1983 es va afirmar que va ser el fraccionament al mateix Sol el que va causar la relació de composició isotòpica a través del vent solar entre els gasos nobles planetaris.[49]
Situació en la galàxia
El Sol és prop de la part interna del Braç d'Orió de la Via Làctia, al Núvol Interestel·lar Local o Cinturó de Gould, a una distància hipotètica de 7,62±0,32 kpc (24.800 anys llum) del Centre Galàctic.[50][51][52][53] La distància entre el braç local i el següent braç (el de Perseus és d'uns 6.500 anys llum).[54] El Sol, i per tant el sistema solar, es troba en el que els científics anomenen la zona habitable de la galàxia.
Naixement i mort del Sol
El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors d'estrelles. Gràcies a la metal·licitat de tal gas, del seu disc protoplanetari van sorgir, més tard, els planetes, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol, es produïxen reaccions de fusió en les quals els àtoms d'hidrogen es transformen en heli i es produïx l'energia que irradia la nostra estrella. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli sigui molt menys abundant, aquest es contraurà i s'encendrà la capa d'hidrogen adjacent, però això no bastarà per a retenir-lo. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura sigui prou elevada per a fusionar l'heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall aniran expandint-se gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de l'estrella, la seva temperatura efectiva disminuirà, situant la seva llum en la regió vermella de l'espectre. El Sol s'haurà convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit Mercuri, Venus i, possiblement, la Terra. Durant la seva etapa com a gegant roja (uns 1.000 milions d'anys), el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida, el vent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, el qual formarà, amb el temps, una nebulosa planetària. El nucli i les seves regions més properes es comprimiran més, fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en què les repulsions de tipus quàntic entre els electrons extremadament propers (degenerats) frenaran el col·lapse. Quedarà, llavors, com a romanent estel·lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anirà refredant gradualment.
Estructura i fusió
Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i, a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la força gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la força de pressió de radiació i la pressió del gas. Pel fet que aquestes forces es compensen, l'estrella ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat equilibri hidroestàtic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en «capes de ceba». La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí que es pot, no obstant, establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.
Nucli solar
Ocupa uns 139 000 km del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. El Sol està constituït per un 81% d'hidrogen, 18% d'heli i l'1% restant d'altres elements. En el seu centre, es calcula que existeix un 49% d'hidrogen, un 49% d'heli i el 2% restant d'altres elements que serveixen de catalitzadors en les reaccions termonuclears. A començament de la dècada dels anys 30 del segle XX, el físic austríac Fritz Houtermans (1903-1966) i l'astrònom anglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) varen unir els seus esforços per esbrinar si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelles es podia explicar per les transformacions nuclears. El 1938, Hans Albrecht Bethe (1906-2005) als Estats Units i Karl Friedrich von Weizsäker (1912) a Alemanya, simultàniament i independent, descobriren un grup de reaccions en què intervenen el carboni i el nitrogen com a catalitzadors, que constitueixen un cicle, repetint-se una i una altra vegada mentre dura l'hidrogen. Aquest grup de reaccions, se'l coneix com a «cicle de Bethe» o «cicle del carboni», i és equivalent a la fusió de quatre protons en un nucli d'heli. En aquestes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa: l'hidrogen consumit pesa més que l'heli produït. Aquesta diferència de massa es transforma en energia segons l'equació d'Einstein (E = mc2), en què E és l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Aquestes reaccions nuclears transformen el 0,7% de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona molt curta i, per tant, molt energètics i penetrants. L'energia produïda manté l'equilibri tèrmic del nucli solar a temperatures d'aproximadament 15 milions de kèlvins.
El cicle consta de les etapes següents:
- 1H1 + 6C12 → 7N13;
- 7N13 → 6C13 + e+ + neutrí;
- 1H1 + 6C13 → 7N14;
- 1H1 + 7N14 → 8O1 ;
- 8O15 → 7N15 + e+ + neutrí;
- 1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim:
4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrins + 26,7 MeV.
L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga, prop de 6,7 x 1014 joules per quilogram de protons consumits. El carboni hi actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera.
Cicle de fusió protó-protó
Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en les estrelles és el cicle de Critchfiel o protó-protó. El 1938, Charles Critchfiel, un jove físic alumne de George Gamow (1904-1968) a la Universitat de George Washington, va adonar-se que, en el xoc entre dos protons molt ràpids, pot ocórrer que un dels protons perda la seua càrrega positiva i es convertisca en un neutró, que roman unit a l'altre protó, constituint un deuteró, és a dir, un nucli d'hidrogen pesant. La reacció és: 1H1 + 1H1 → 2H2 + e+ + neutrí; 1H1 + 1H2 → 2He3; 2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.
Observacions
El primer cicle (CNO) es dóna en estrelles més calentes i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953, es va creure que la seva energia era produïda exclusivament per l'enllustrament de Bethe, però s'ha demostrat els últims anys que la calor solar procedix en un 99% del cicle protó-protó.
Arribarà un dia en què el Sol esgoti tot l'hidrogen en la regió central en transformar-lo en heli; la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, escalfant cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendeixin a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estrella gegant roja. El diàmetre del Sol pot arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra, amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'hi haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central arribi aproximadament a 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció de l'heli en carboni, fins que el primer s'esgoti, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que en esgotar-se l'hidrogen. D'aquesta manera, el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, en refredar-se totalment, en una nana negra.
Zona radiant
És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radioactiva. Aquesta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats d'hidrogen i heli ionitzat. Com que la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6.000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum, a arribar a la superfície i manifestar-se com a llum visible.
Tacoclina
The radiative zone and the convective zone are separated by a transition layer, the tachocline. This is a region where the sharp regime change between the uniform rotation of the radiative zone and the differential rotation of the convection zone results in a large shear between the two—a condition where successive horizontal layers slide past one another.[55] Presently, it is hypothesized (see Solar dynamo) that a magnetic dynamo within this layer generates the Sun's magnetic field.[56]
Zona convectiva
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en aquesta els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat, tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per convecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel mateix fluid. Els fluids es dilaten en ser calfats i disminuïxen de densitat; per tant, es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors fredes, establint-se corrents convectius. Així, a uns 200.000 quilòmetres sota la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència; les parcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que aquesta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.
Fotosfera
La fotosfera és la zona des d'on s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, aquests grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però, en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per aquesta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat.
El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars.
Cromosfera
La cromosfera és la regió de l'atmosfera solar situada entre la fotosfera i la corona solar. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nom cromosfera ve del grec chromos que significa 'color', perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.
Atmosfera
La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol, denominat coronògraf. Fins al 1930, l'única forma d'observar la corona era quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el 1930, d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de manera més accessible el fenomen de la corona solar.
La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6.000 °C).
La corona solar està composta per xicotetes partícules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar, produint el vent solar i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en la Terra. Aquests àtoms llançats, en xocar amb la part superior de la nostra atmosfera, són els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són deguts al camp magnètic del Sol.
Durant un eclipsi, el 1870, Charles Young, observant l'espectre de llum de la corona, va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. El 1940, Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.
Fotons i neutrins
High-energy gamma ray photons initially released with fusion reactions in the core are almost immediately absorbed by the solar plasma of the radiative zone, usually after traveling only a few millimeters. Re-emission happens in a random direction and usually at a slightly lower energy. With this sequence of emissions and absorptions, it takes a long time for radiation to reach the Sun's surface. Estimates of the photon travel time range between 10,000 and 170,000 years.[57] In contrast, it takes only 2.3 seconds for the neutrinos, which account for about 2% of the total energy production of the Sun, to reach the surface. Because energy transport in the Sun is a process that involves photons in thermodynamic equilibrium with matter, the time scale of energy transport in the Sun is longer, on the order of 30,000,000 years. This is the time it would take the Sun to return to a stable state, if the rate of energy generation in its core were suddenly changed.[58]
Neutrinos are also released by the fusion reactions in the core, but, unlike photons, they rarely interact with matter, so almost all are able to escape the Sun immediately. For many years measurements of the number of neutrinos produced in the Sun were lower than theories predicted by a factor of 3. This discrepancy was resolved in 2001 through the discovery of the effects of neutrino oscillation: the Sun emits the number of neutrinos predicted by the theory, but neutrino detectors were missing 2⁄3 of them because the neutrinos had changed flavor by the time they were detected.[59]
Vent solar
El vent solar és un flux de partícules carregades (és a dir, plasma) que sorgeixen de la part superior de l'atmosfera solar i s'estenen per tot el sistema solar. Està format majoritàriament per protons i electrons d'alta energia (500 keV).
La composició elemental del vent solar (en massa) és idèntica a la de la corona: un 71-73% d'hidrogen ionitzat i un 25-27% d'heli ionitzat, la resta són ions d'altres elements i electrons. Les partícules es troben completament ionitzades formant un plasma molt poc dens. En les proximitats de la Terra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889 km/s, i n'és la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar.
Les partícules de vent solar que són atrapades en el camp magnètic terrestre mostren tendència a agrupar-se en els cinturons de Van Allen i poden provocar les aurores boreals i les aurores australs quan xoquen amb l'atmosfera terrestre prop dels pols geogràfics. Altres planetes que tenen camps magnètics semblants als de la Terra també tenen les seves pròpies aurores.
El vent solar forma una «bombolla» enmig del medi interestel·lar (una molt baixa densitat d'àtoms d'hidrogen i heli que omple la galàxia). El punt en què la força del vent solar no és prou important per a desplaçar el medi interestel·lar es coneix com a heliopausa i es considera que és el límit exterior del sistema solar. La distància fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i, probablement, depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del medi interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita de Plutó.
Energia solar
La major part de l'energia utilitzada pels éssers vius procedeix del Sol, les plantes l'absorbeixen directament i realitzen la fotosíntesi, els herbívors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'aquesta energia menjant les plantes, i els carnívors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant els herbívors.
La majoria de les fonts d'energia emprades per l'ésser humà deriven indirectament del Sol. Els combustibles fòssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys per mitjà de fotosíntesi, l'energia hidràulica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc.
No obstant això, l'ús directe de l'energia solar per a l'obtenció d'energia no està massa estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaços.
Precaucions en l'observació
- Mirar directament el Sol sense la protecció adient pot causar lesions i cremades greus als ulls i, fins i tot, ceguesa permanent.
- Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CD o vidres fumats no ofereixen suficient protecció als ulls.
- Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16 són idònies per a aquesta fi. Les mateixes precaucions s'han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats a la part frontal i mai a l'ocular.
- L'exposició excessiva al sol pot produir una insolació.
El sol en la cultura
El sol és un símbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com en la majoria del Mediterrani, o femení, com a l'Àsia, per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua.
Simbolitza la llum i el poder. En alquímia, es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que en l'astrologia).
A vegades, s'ha utilitzat com a al·legoria de Jesús, ja que «mor» i «ressuscita» (es pon i surt cada dia per a l'ull humà), està al cel i irradia llum. Igualment, la data de Nadal estaria associada al solstici d'hivern. Les corones dels sants sovint tenen rajos com els del sol.
En molts indrets, va ser venerat un déu del Sol. A Egipte, era Ra i va ser el primer culte monoteista de la història. En el panteó de la mitologia grega era Apol·lo. També és una divinitat important en les cultures precolombines d'Amèrica.
El sol és el protagonista d'algunes cançons per a la mainada en l'àmbit tradicional català, com Plou i fa sol o Sol solet.[60]
Notes
- ↑ Els nens al Japó s’ensenya a acolorir el Sol de vermell. Això es reflecteix a la bandera del Japó (anomenada Nisshōki, que significa la "bandera del Sol") que té un disc vermell, en lloc de groc.
- ↑ En sentit antihorari també és la direcció de la revolució al voltant del Sol per als objectes del sistema solar i és la direcció del gir axial per a la majoria d’objectes.
- ↑ 1,88 Gcd/m2 es calcula a partir de la il·luminació solar de 128.000 lux (vegeu llum solar) vegades el quadrat de la distància al centre del Sol, dividit per la secció transversal del Sol. 1,44 Gcd/m2 es calcula utilitzant 98.000 lux.
Error de citació: L'etiqueta <ref> amb el nom "heavy elements" definida a <references> no s'utilitza en el text anterior.
Error de citació: L'etiqueta <ref> amb el nom "power production density" definida a <references> no s'utilitza en el text anterior.
<ref> amb el nom "particle density" definida a <references> no s'utilitza en el text anterior.Referències
- ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Identificador Extrasolar Planets Encyclopaedia d'exoplaneta: ka_epaoka_awela--7323. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
- ↑ URL de la referència: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html. Editorial: NASA. Data de consulta: 31 agost 2014.
- ↑ Martin Asplund «The new solar abundances - Part I: the observations». Communications in Asteroseismology, 2007, pàg. 76-79. DOI: 10.1553/CIA147S76.
- ↑ Helmut Schlattl «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, agost 2002, pàg. 1115–1118. DOI: 10.1051/0004-6361:20020749.
- ↑ Woolfson, M. «The origin and evolution of the solar system». Astronomy & Geophysics, 41, 1, 2000, pàg. 12. Bibcode: 2000A&G....41a..12W. DOI: 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
- ↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS». Astronomy and Astrophysics, 390, 3, 2002, pàg. 1115–1118. arXiv: astro-ph/0204331. Bibcode: 2002A&A...390.1115B. DOI: 10.1051/0004-6361:20020749.
- ↑ «How Round is the Sun?». NASA, 02-10-2008 [Consulta: 7 març 2011].
- ↑ «First Ever STEREO Images of the Entire Sun». NASA, 06-02-2011 [Consulta: 7 març 2011].
- ↑ 9,0 9,1 Vladimir Orel (2003) A Handbook of Germanic Etymology, Brill
- ↑ Barnhart, R.K.. The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins, 1995, p. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
- ↑ Plantilla:Lexico
- ↑ «Sol». A: Oxford English Dictionary. 3a. Oxford University Press, Setembre de 2005.
- ↑ «Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)». NASA, 15-11-2006. [Consulta: 1r agost 2007].
- ↑ «solar». A: Oxford English Dictionary. 3a. Oxford University Press, Setembre de 2005.
- ↑ Little, William; Fowler, H.W.; Coulson, J. «Sol». A: Oxford Universal Dictionary on Historical Principles. 3rd, 1955.
- ↑ «heliac». A: Oxford English Dictionary. 3a. Oxford University Press, Setembre de 2005.
- ↑ Barnhart, R.K.. The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins, 1995, p. 778. ISBN 978-0-06-270084-1.
- ↑ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media, 2012, p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
- ↑ Phillips, K.J.H.. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995, p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
- ↑ Godier, S.; Rozelot, J.-P. «The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface». Astronomy and Astrophysics, vol. 355, 2000, pàg. 365–374. Bibcode: 2000A&A...355..365G.
- ↑ Jones, G. «Sun is the most perfect sphere ever observed in nature». The Guardian, 16-08-2012. [Consulta: 19 agost 2013].
- ↑ Schutz, B.F.. Gravity from the ground up. Cambridge University Press, 2003, p. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
- ↑ Phillips, K.J.H.. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995, p. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
- ↑ «The Anticlockwise Solar System». www.spaceacademy.net.au. Australian Space Academy.
- ↑ «Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present». Arxivat de l'original el 01-08-2011. [Consulta: 5 octubre 2005].
- ↑ El-Sharkawi, Mohamed A. Electric energy. CRC Press, 2005, p. 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0.
- ↑ «Solar radiation».
- ↑ «Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5». [Consulta: 12 novembre 2009].
- ↑ Phillips, K.J.H.. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995, p. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9.
- ↑ «What Color is the Sun?». Universe Today.
- ↑ «What Color is the Sun?». Stanford Solar Center. [Consulta: 23 maig 2016].
- ↑ Wilk, S.R. «The Yellow Sun Paradox». Optics & Photonics News, 2009, pàg. 12–13.
- ↑ Phillips, K.J.H.. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995, p. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
- ↑ Karl S. Kruszelnicki «Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost». , 17-04-2012 [Consulta: 25 febrer 2014]. «Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...»
- ↑ 36,0 36,1
Lodders, Katharina «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements». The Astrophysical Journal, vol. 591, 2, 10-07-2003, pàg. 1220–1247. Bibcode: 2003ApJ...591.1220L. DOI: 10.1086/375492.
Lodders, K. «Abundances and Condensation Temperatures of the Elements». Meteoritics & Planetary Science, vol. 38, suppl, 2003, pàg. 5272. Bibcode: 2003M&PSA..38.5272L. - ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer, 2004, p. 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
- ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer, 2004, p. 77–78. ISBN 978-0-387-20089-7.
- ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer, 2004, p. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
- ↑ Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (Astrophysical Journal, vol. 142, p. 1447)
- ↑ Aller, L.H. «The chemical composition of the Sun and the solar system». Proceedings of the Astronomical Society of Australia, vol. 1, 4, 1968, pàg. 133. Bibcode: 1968PASAu...1..133A. DOI: 10.1017/S1323358000011048.
- ↑ Error de citació: Etiqueta
<ref>no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenadesbasu2008 - ↑ 43,0 43,1 43,2 Biemont, E. «Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 184, 4, 1978, pàg. 683–694. Bibcode: 1978MNRAS.184..683B. DOI: 10.1093/mnras/184.4.683.
- ↑ Ross i Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge i Engvold 1977, citats a Biemont 1978.
- ↑ Corliss i Bozman (1962 citats a Biemont 1978) i Warner (1967 citat a Biemont 1978)
- ↑ Smith (1976 citata a Biemont 1978)
- ↑ Signer i Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda i Manuel 1970; Srinivasan i Manuel 1971, tots citats a Manuel i Hwaung 1983
- ↑ Kuroda i Manuel 1970 citats a Manuel i Hwaung 1983:7
- ↑ 49,0 49,1 Manuel, O.K.; Hwaung, G. «Solar abundances of the elements». Meteoritics, vol. 18, 3, 1983, pàg. 209–222. Bibcode: 1983Metic..18..209M. DOI: 10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x.
- ↑ Reid, Mark J. «The distance to the center of the Galaxy». Annual review of astronomy and astrophysics, 31, 1993, pàg. 345–372. DOI: 10.1146/annurev.aa.31.090193.002021 [Consulta: 10 maig 2007].
- ↑ Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T. «A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center». The Astrophysical Journal, 597, 2003, pàg. L121–L124. DOI: 10.1086/380188 [Consulta: 10 maig 2007].
- ↑ Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R. «First results from SPIFFI. I: The Galactic Center» (PDF). Astronomische Nachrichten, 325, 2004, pàg. 120–123. DOI: 10.1002/asna.200310181 [Consulta: 10 maig 2007].
- ↑ Eisenhauer, F. et al. «SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month». The Astrophysical Journal, 628, 1, 2005, pàg. 246–259. DOI: 10.1086/430667 [Consulta: 12 agost 2007].
- ↑ anglès, Jayanne «Exposing the Stuff Between the Stars». Hubble News Desk, 24-07-1991 [Consulta: 10 maig 2007].
- ↑ Tobias, S.M.. «The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo». A: A.M. Soward. Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press, 2005, p. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2.
- ↑ Error de citació: Etiqueta
<ref>no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenadesNASA1 - ↑ «Ancient sunlight». Technology Through Time. NASA, 2007. Arxivat de l'original el 15 May 2009. [Consulta: 24 juny 2009].
- ↑ Stix, M. «On the time scale of energy transport in the sun». Solar Physics, vol. 212, 1, 2003, pàg. 3–6. Bibcode: 2003SoPh..212....3S. DOI: 10.1023/A:1022952621810.
- ↑ Schlattl, H. «Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem». Physical Review D, vol. 64, 1, 2001, pàg. 013009. arXiv: hep-ph/0102063. Bibcode: 2001PhRvD..64a3009S. DOI: 10.1103/PhysRevD.64.013009.
- ↑ Viquitexts: Sol solet com a títol d'obres literàries.
Per a més informació
- Cohen, Richard. Chasing the Sun: The Epic Story of the Star That Gives Us Life. Simon & Schuster, 2010. ISBN 978-1-4000-6875-3.
- Hudson, Hugh «Solar Activity». Scholarpedia, vol. 3, 3, 2008, pàg. 3967. DOI: 10.4249/scholarpedia.3967.
- Thompson, M.J. «Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior». Astronomy & Geophysics, vol. 45, 4, Agost 2004, pàg. 21–25. DOI: 10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x.
Vegeu també
Enllaços externs
- Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite (en anglès).
- National Solar Observatory (en anglès).
- Astronomy Cast: The Sun (en anglès).
- Una col·lecció d'imatges espectaculars del Sol de diverses institucions (en anglès) (The Boston Globe).
- Observacions per satèl·lit de la lluminositat solar (en anglès).
- Sun|Trek, un lloc web educatiu sobre el Sol (en anglès).
- Recomanacions per a la protecció de la vista en l'observació del Sol (en castellà).
- El Sol. Poema de Ferran Canyameres (en català).
| Estructura interna | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Atmosfera | |||||||
| Variació | |||||||
| Heliosfera | |||||||
| Temes relacionats | |||||||
 | |
Articles relacionats: Cronologia de l'astronomia del sistema solar · Cronologia del descobriment dels planetes del sistema solar i dels seus satèl·lits naturals · Descobriment i exploració del Sistema Solar · Cronologia de l'exploració del Sistema Solar · Llista d'asteroides ·  Portal del sistema solar · Portal d'astronomia |
Fonts d'il·luminació | |
|---|---|
| Naturals: | |
| Basades en la combustió: | Espelma · Foc · Guspira · Enllumenat de gas · Kudlik (llàntia esquimal) · Làmpada de querosé · Làmpada · Làmpada Davy · Llàntia · Carburer · Palmatòria · Torxa · Xinxeta (espelma) |
| Elèctriques: | |
| Descàrrega d'alta intensitat: | |
| Altres fonts lluminoses elèctriques: | |
| Evolució | Formació · preseqüència principal (PSP) · Seqüència principal · Branca horitzontal · Branca asimptòtica de les gegants · Drenatge · Banda d'inestabilitat · Agrupament vermell · Estrella predegenerada · Variable Mira · Nebulosa planetària · Nebulosa protoplanetària · Nova lluminosa vermella · Variable lluminosa blava · Estrella de Wolf-Rayet · Supernova impostora · Supernova · Hipernova · Diagrama de Hertzsprung-Russell · Diagrama color-color |
|---|---|
| Protoestrelles | |
| Lluminositat | Subnana · Nana (Blava · Taronja · Vermella · Groga · Negra · Marró) · Subgegant · Gegant (Blava · Vermella) · Gegant lluminós · Supergegant (Blava · Vermella · Groga) · Hipergegant (Groga) · Endarrerida blava · estrella amb disc · Carboni (CH) · Bari · tipus S · Peculiar · Tecneci · Mercuri-manganès · Variable |
| Tipus espectral | O · B · A · F · G · K · Be · OB · Estrella subnana B · Estrella de tipus tardana · Estel peculiar (AM · Ap/Bp (estel Ap d'oscil·lació ràpida) · Carboni (CH (Plom) · S · CN) · Bari · Pobra en heli · Estrella extrema d'heli · Estrella Lambda Boötis · Tecneci · Mercuri-manganès · Gamma Cassiopeiae) · Be (Embolcall) · B[e] |
| Romanents | |
| Estrelles compactes exòtiques | |
| Estrelles fallides | |
| Estructura | |
| Sistemes estel·lars | Binària · (Contacte · Embolcall comú · Eclipsant · Simbiòtica) ·
Múltiple (Cúmul · Obert · Globular · Supercúmul) · Sistema planetari |
| Nucleosíntesi | |
| Propietats | Classificació · Cinemàtica (Moviment propi · Velocitat radial) · Designació · Dinàmica · Magnitud (Absoluta · Aparent · Fotogràfica) · Massa · Metal·licitat · Microturbulència · Oscil·lacions · Rotació · Sistema d'estrelles (Binari · Contacte · Múltiple) · Sistema planetari · Temperatura efectiva · color UBV |
 | ||