Introducció

Quan mirem el Sol, estem observant una estrella. No és la més gran, ni la més calenta, ni la més lluminosa de la nostra galàxia. És una estrella relativament corrent, però per a nosaltres és, amb diferència, la més important: és l'estrella més propera a la Terra i la principal font d'energia del nostre planeta.

El Sol es troba a uns 150 milions de quilòmetres de nosaltres. Aquesta distància és aproximadament una unitat astronòmica (UA), una mesura especialment útil quan parlem del sistema solar. La llum, tot i viatjar a gairebé 300.000 km/s, necessita uns 8 minuts i 20 segons per arribar del Sol a la Terra.

La següent estrella més propera, Pròxima del Centaure, és a uns 4,24 anys llum. Això significa que és unes 268.000 vegades més lluny que el Sol. Aquesta enorme diferència de distància explica per què podem estudiar la nostra estrella amb un detall impossible d'assolir en qualsevol altra.

El Sol és el nostre laboratori estel·lar: estudiant-lo podem entendre processos que també tenen lloc a les altres estrelles de l'Univers.

Una estrella força normal

El Sol és una estrella de tipus espectral G2 V, sovint descrita com una nana groga, encara que la seva llum és essencialment blanca. Es va formar fa aproximadament 4.600 milions d'anys a partir d'un núvol de gas i pols que també acabaria donant origen als planetes i a la resta del sistema solar.

Les seves dimensions, comparades amb les nostres, són enormes:

• Diàmetre: aproximadament 1,4 milions de quilòmetres.
• Massa: unes 333.000 vegades la de la Terra.
• Volum: aproximadament 1,3 milions de vegades el de la Terra.
• Temperatura de la fotosfera: uns 5.500 °C.
• Temperatura del nucli: uns 15 milions de °C.

El Sol concentra aproximadament el 99,8 % de tota la massa del sistema solar. Planetes, satèl·lits, asteroides i cometes constitueixen, en comparació, només una petita fracció. La seva gravetat manté els planetes en òrbita i dona cohesió al sistema solar.

D'on surt l'energia del Sol?

Durant segles, explicar com podia el Sol produir tanta llum i calor va ser un problema considerable. Una combustió química convencional no podria mantenir-lo encès durant milers de milions d'anys.

La resposta es troba al seu nucli. A causa de l'enorme pressió i de la temperatura, els nuclis d'hidrogen poden fusionar-se i acabar formant heli. En aquest procés, anomenat fusió nuclear, una petita part de la massa es transforma en energia.

És una aplicació directa de la famosa relació d'Einstein:

Una quantitat molt petita de massa pot convertir-se, per tant, en una quantitat enorme d'energia.

L'energia generada al nucli no arriba immediatament a l'exterior. Ha de travessar diferents regions de l'interior solar abans d'escapar finalment en forma de radiació.

Les capes del Sol

El Sol no és una esfera uniforme. Des del centre cap a l'exterior podem distingir diverses regions:

1. Nucli: on es produeix la fusió nuclear.
2. Zona radiativa: l'energia es transporta principalment mitjançant radiació.
3. Zona convectiva: enormes moviments de plasma transporten l'energia cap a l'exterior.
4. Fotosfera: la capa que normalment considerem la «superfície» visible del Sol.
5. Cromosfera: una regió més externa de l'atmosfera solar.
6. Corona: l'atmosfera exterior, extraordinàriament extensa i sorprenentment calenta.

La fotosfera té una temperatura d'uns 5.500 °C, però a la corona es poden superar el milió de graus. Explicar per què l'atmosfera exterior és molt més calenta que la superfície visible continua sent una de les qüestions importants de la física solar.

Estructura interna del Sol. Al nucli, la fusió nuclear de l'hidrogen genera l'energia que travessa les zones radiativa i convectiva fins a arribar a la fotosfera. A l'exterior s'estenen la cromosfera i la corona, on es produeixen fenòmens relacionats amb la intensa activitat magnètica solar. Nota: Infografia generada amb intel·ligència artificial. És una representació esquemàtica i les dimensions de les diferents capes no són estrictament proporcionals.

El magnetisme i les taques solars

El Sol no és una esfera tranquil·la de gas incandescent. La seva superfície està en constant moviment i presenta fenòmens espectaculars provocats, principalment, per la seva intensa activitat magnètica.

A diferència de la Terra, que té una superfície sòlida, el Sol està format per plasma, un gas tan calent que els electrons se separen dels àtoms. Aquest material, carregat elèctricament, es mou contínuament i contribueix a generar els potents camps magnètics de l'estrella.

A més, el Sol no gira com una esfera rígida. La regió equatorial completa una rotació en aproximadament 25 dies, mentre que a les latituds elevades triga més de 30 dies. Aquesta rotació diferencial, combinada amb els moviments del plasma, contribueix a deformar, estirar i reorganitzar les línies del camp magnètic.

Què són les taques solars?

Les taques solars són regions de la fotosfera que apareixen més fosques que el seu entorn. No són forats ni zones apagades: continuen estant extraordinàriament calentes, però tenen una temperatura inferior a la de la superfície que les envolta.

Mentre que la fotosfera assoleix aproximadament els 5.500 °C, les regions més fosques de les taques poden situar-se al voltant dels 3.500-4.000 °C.

La causa és magnètica. En aquestes regions, els camps magnètics són tan intensos que dificulten els moviments convectius del plasma que transporten calor des de l'interior. Com a conseqüència, arriba menys energia a la superfície i la zona es refreda relativament.

Les taques solen presentar dues parts diferenciades:

• Umbra: la regió central, més fosca i freda, on el camp magnètic és especialment intens.
• Penombra: la regió exterior, una mica més clara, amb una estructura filamentosa.

Algunes taques són relativament petites, però d'altres poden superar el diàmetre de la Terra. Poden durar des d'unes hores fins a diversos mesos.

Les taques solars no són zones fredes. Són regions que emeten menys llum que el seu entorn perquè tenen una temperatura inferior. Si poguéssim observar una taca solar aïllada, continuaria brillant intensament.

La NASA explica l'origen magnètic de les taques solars i ofereix fotografies i vídeos obtinguts pels seus observatoris espacials.

El cicle solar d'11 anys

El nombre de taques solars no és constant. Augmenta i disminueix seguint un cicle que dura, de mitjana, aproximadament 11 anys.

Durant el mínim solar, les taques són escasses i fins i tot poden desaparèixer temporalment de la superfície visible. En canvi, durant el màxim solar, el seu nombre augmenta considerablement i també ho fa la freqüència de les erupcions solars.

Aquest cicle està relacionat amb els canvis del camp magnètic global del Sol. Aproximadament cada 11 anys, els seus pols magnètics s'inverteixen: el nord magnètic passa a ser sud i viceversa.

Per tant, perquè el camp magnètic recuperi la seva orientació original calen aproximadament 22 anys, un període conegut com a cicle magnètic solar o cicle de Hale.

Per què és important el magnetisme solar?

Les taques solars són la manifestació visible d'un fenomen molt més complex. Les regions amb camps magnètics intensos poden acumular enormes quantitats d'energia que, en determinades circumstàncies, s'allibera sobtadament.

Aquesta energia pot provocar fulguracions solars i ejeccions de massa coronal, fenòmens capaços de projectar radiació i grans quantitats de plasma cap a l'espai.

Quan alguns d'aquests fenòmens afecten la Terra, poden alterar les comunicacions per ràdio, els sistemes de navegació per satèl·lit i, en casos extrems, les xarxes elèctriques. També poden originar les espectaculars aurores polars.

Per aquest motiu, els científics observen contínuament les taques solars i els camps magnètics associats, amb l'objectiu de comprendre i anticipar l'activitat de la nostra estrella.

Referències

• NASA – Sunspots. Explicació de les taques solars, el magnetisme i el cicle d'activitat.
• NOAA – Sunspots and Solar Cycle. Informació sobre les taques solars i els seus efectes.
• ESA – The Sun's mysteries for Solar Orbiter to solve. Explicació dels mecanismes que generen el camp magnètic solar.
• NASA – Track the Solar Cycle with Sunspots. Recursos per observar i comprendre el cicle solar.

El vent solar, les erupcions i les aurores

El Sol no només ens envia llum i calor. També expulsa contínuament una gran quantitat de partícules carregades elèctricament que viatgen per l'espai a velocitats extraordinàries. Aquest flux, conegut com a vent solar, arriba fins als confins del sistema solar i interacciona amb els camps magnètics dels planetes.

En determinades circumstàncies, l'activitat magnètica del Sol provoca explosions que alliberen quantitats enormes d'energia i matèria. Quan aquests fenòmens afecten la Terra, poden originar tempestes geomagnètiques, alterar alguns sistemes tecnològics i produir un dels espectacles naturals més impressionants: les aurores polars.

Què és el vent solar?

El vent solar és un flux continu de partícules carregades, principalment electrons i protons, que s'escapen de l'atmosfera exterior del Sol, anomenada corona.

A diferència del vent terrestre, format pel moviment de l'aire, el vent solar està constituït per plasma, un gas ionitzat que també transporta camps magnètics.

Aquest flux de partícules viatja habitualment a velocitats d'entre 300 i 800 km/s, tot i que poden produir-se variacions importants. A aquestes velocitats, les partícules necessiten aproximadament entre dos i sis dies per recórrer els 150 milions de quilòmetres que separen el Sol de la Terra.

El vent solar no s'atura quan arriba als planetes. Continua expandint-se i forma una enorme regió de l'espai dominada per la influència del Sol, anomenada heliosfera.

L'heliosfera és una immensa bombolla de plasma i camps magnètics creada pel Sol que envolta tots els planetes del sistema solar i s'estén molt més enllà de l'òrbita de Neptú.

Una de les grans qüestions de l'astrofísica solar és comprendre exactament com s'accelera aquest vent. Les observacions de les sondes Parker Solar Probe de la NASA i Solar Orbiter de l'ESA han permès identificar processos magnètics que contribueixen a aquesta acceleració.

Podeu ampliar aquesta informació a l'article de l'ESA sobre l'origen i l'acceleració del vent solar.

Les erupcions solars

El camp magnètic del Sol està sotmès a tensions constants. Les línies magnètiques poden deformar-se, entrellaçar-se i reorganitzar-se sobtadament mitjançant un procés anomenat reconnexió magnètica.

Quan això succeeix, una gran quantitat d'energia acumulada pot alliberar-se en molt poc temps.

Cal distingir dos fenòmens que sovint es confonen:

1. Fulguracions solars

Són alliberaments sobtats d'energia que produeixen radiació electromagnètica, incloent-hi raigs X i radiació ultraviolada.

Aquesta radiació viatja a la velocitat de la llum i, si l'erupció es produeix en una regió visible des de la Terra, pot afectar la nostra atmosfera uns vuit minuts després.

Les fulguracions més intenses poden alterar la ionosfera terrestre i provocar interrupcions temporals en determinades comunicacions per ràdio.

2. Ejeccions de massa coronal (CME)

Són expulsions de grans quantitats de plasma i camps magnètics des de la corona solar cap a l'espai.

A diferència de les fulguracions, que emeten principalment radiació, les ejeccions de massa coronal transporten matèria. Algunes poden expulsar milers de milions de tones de plasma.

Quan una d'aquestes ejeccions es dirigeix cap a la Terra, pot arribar-hi al cap d'un o diversos dies i provocar una tempesta geomagnètica.

La magnetosfera: l'escut protector de la Terra

La Terra disposa d'un camp magnètic que s'estén milers de quilòmetres cap a l'espai i forma una regió anomenada magnetosfera.

Quan el vent solar arriba al nostre planeta, interacciona amb aquest camp magnètic, que desvia una gran part de les partícules carregades i protegeix l'atmosfera terrestre.

La magnetosfera no és esfèrica. La pressió del vent solar comprimeix la regió orientada cap al Sol, mentre que a la banda oposada es forma una llarga cua magnètica.

Durant una tempesta solar intensa, aquesta estructura pot experimentar grans pertorbacions. La interacció dels camps magnètics solar i terrestre pot transferir energia a la magnetosfera i accelerar partícules cap a les regions polars.

És precisament aquest procés el que ens porta a les aurores.

Com es formen les aurores polars?

Les aurores es produeixen quan partícules carregades, principalment electrons accelerats dins de la magnetosfera, penetren a les capes altes de l'atmosfera terrestre seguint les línies del camp magnètic.

Quan aquestes partícules xoquen amb els àtoms i les molècules de l'atmosfera, els transfereixen energia. Posteriorment, aquests àtoms i molècules alliberen part d'aquesta energia en forma de llum.

El color de les aurores depèn principalment del gas atmosfèric implicat i de l'altitud a la qual es produeixen les emissions:

• Verd: produït principalment per l'oxigen atòmic, habitualment a altituds d'uns 100 a 150 km. És el color més freqüent.
• Vermell: també produït per l'oxigen atòmic, però generalment a altituds superiors als 200 km.
• Blau i violeta: relacionats principalment amb emissions del nitrogen molecular i dels seus ions, habitualment a altituds més baixes.

Les aurores de l'hemisferi nord s'anomenen aurores boreals, mentre que les de l'hemisferi sud reben el nom d'aurores australs.

Habitualment apareixen en regions properes als pols magnètics, però durant tempestes geomagnètiques molt intenses poden observar-se a latituds molt més baixes, fins i tot des de Catalunya en ocasions excepcionals.

La NASA disposa d'una explicació il·lustrada sobre la formació de les aurores.

Les tempestes solars poden ser perilloses?

La superfície terrestre està força protegida gràcies al camp magnètic i a l'atmosfera. No obstant això, la nostra dependència de la tecnologia fa que les tempestes solars siguin un fenomen que cal vigilar.

Els seus efectes més importants poden ser:

• Satèl·lits: alteracions electròniques, problemes d'orientació i augment de la resistència atmosfèrica en òrbites baixes.
• Comunicacions: interrupcions de determinats sistemes de ràdio, especialment els que utilitzen la ionosfera.
• Navegació GPS: pèrdues temporals de precisió.
• Xarxes elèctriques: corrents induïts que poden afectar transformadors i línies d'alta tensió.
• Aviació i missions espacials: increment dels riscos associats a la radiació en determinades condicions.

Un dels exemples més coneguts és la tempesta geomagnètica de març de 1989, que va provocar una gran apagada elèctrica al Quebec, al Canadà, i va deixar milions de persones sense electricitat durant unes nou hores.

Aquest episodi va demostrar que els efectes de l'activitat solar poden anar molt més enllà de les espectaculars aurores.

Actualment, organismes com la NOAA nord-americana mantenen sistemes de vigilància que permeten detectar i pronosticar els principals fenòmens de meteorologia espacial.

Es poden consultar les condicions actuals a la pàgina del Space Weather Prediction Center de la NOAA.

El Sol i la meteorologia espacial

L'estudi d'aquests fenòmens ha donat lloc a una disciplina coneguda com a meteorologia espacial, dedicada a observar i pronosticar les condicions de l'espai proper a la Terra i els seus efectes sobre les activitats humanes.

De la mateixa manera que els meteoròlegs terrestres estudien les borrasques, els vents i les precipitacions, els especialistes en meteorologia espacial analitzen les taques solars, les fulguracions, les ejeccions de massa coronal i les variacions del camp magnètic interplanetari.

L'objectiu no és impedir aquests fenòmens, cosa impossible, sinó anticipar-ne els efectes i protegir les infraestructures més vulnerables.

El Sol expulsa contínuament partícules carregades que formen el vent solar. Durant les erupcions més intenses, les ejeccions de massa coronal poden arribar fins a la Terra i alterar la seva magnetosfera. La interacció de les partícules energètiques amb l'atmosfera terrestre origina les espectaculars aurores polars. Nota: Infografia generada amb intel·ligència artificial. És una representació esquemàtica dels fenòmens solars i de la seva interacció amb el camp magnètic terrestre. Les dimensions i distàncies no estan representades a escala.

Referències

• NASA – What Is the Solar Wind?. Explicació del vent solar i la seva interacció amb la magnetosfera terrestre.
• NASA – Auroras. Formació de les aurores i relació amb l'activitat solar.
• ESA – The Solar Wind. El vent solar i els seus efectes sobre els planetes.
• NOAA – Space Weather Phenomena. Descripció dels principals fenòmens de meteorologia espacial.
• NOAA – Space Weather Impacts. Conseqüències de l'activitat solar sobre les infraestructures tecnològiques.
• NOAA – Aurora Tutorial. Informació divulgativa sobre les aurores polars.

El cicle solar d'11 anys

El Sol no manté sempre el mateix nivell d'activitat. Hi ha períodes en què la seva superfície presenta nombroses taques solars, erupcions i ejeccions de massa coronal, mentre que en altres moments sembla molt més tranquil·la.

Aquestes variacions no són aleatòries. Segueixen un patró que es repeteix aproximadament cada 11 anys i que coneixem com a cicle solar.

El més sorprenent és que aquest fenomen està relacionat amb un procés encara més complex: la inversió periòdica dels pols magnètics del Sol.

Com es va descobrir el cicle solar?

Les taques solars s'observen des de fa segles. Existeixen registres d'observacions xineses molt antigues i, a partir del segle XVII, els astrònoms europeus van començar a estudiar-les sistemàticament amb telescopis.

Però va ser l'astrònom alemany Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) qui, després de gairebé dues dècades d'observacions, va descobrir que el nombre de taques solars augmentava i disminuïa periòdicament.

L'any 1843 va publicar els seus resultats, identificant un cicle que inicialment va estimar en uns deu anys. Les observacions posteriors van establir que la durada mitjana era d'aproximadament onze anys.

Des d'aleshores, els astrònoms han reconstruït l'activitat solar històrica i han numerat els diferents cicles. El primer de la sèrie oficial, el cicle solar 1, va començar el 1755.

Avui disposem d'observatoris terrestres i de sondes espacials que permeten seguir l'activitat solar pràcticament en temps real.

El mínim i el màxim solar

Cada cicle passa per dues fases principals:

Mínim solar

És el període de menor activitat. El nombre de taques disminueix considerablement i poden passar dies o setmanes sense que se n'observi cap a la superfície visible.

Les grans erupcions són menys freqüents, encara que no desapareixen completament.

Màxim solar

És el període de major activitat magnètica. Augmenta el nombre de taques solars i també la freqüència de les fulguracions i les ejeccions de massa coronal.

Durant aquesta fase hi ha més probabilitats que es produeixin tempestes geomagnètiques intenses i aurores visibles en latituds inhabituals.

Com es mesura l'activitat solar?

La manera tradicional de mesurar l'activitat del Sol consisteix a comptar les taques solars.

Tanmateix, no n'hi ha prou de comptar-les individualment. Els astrònoms també tenen en compte els grups en què apareixen.

Una de les fórmules històriques més utilitzades és el nombre de Wolf, proposat per l'astrònom suís Rudolf Wolf al segle XIX.

On:

• R: nombre relatiu de taques solars.
• g: nombre de grups de taques observats.
• s: nombre total de taques individuals.
• k: factor de correcció que depèn de l'observador i de l'instrument.

Aquesta fórmula permet elaborar sèries històriques comparables, encara que els procediments moderns incorporen calibratges i revisions estadístiques.

Actualment, el SILSO (Sunspot Index and Long-term Solar Observations), gestionat per l'Observatori Reial de Bèlgica, manté una de les bases de dades de referència sobre l'activitat solar.

El diagrama de les papallones

Una de les descobertes més curioses és que les taques solars no apareixen sempre a les mateixes latituds.

Al començament d'un nou cicle, acostumen a formar-se en dues franges situades aproximadament a 30 graus al nord i al sud de l'equador solar.

A mesura que avança el cicle, aquestes franges es desplacen progressivament cap a l'equador.

Si representem gràficament la latitud de les taques al llarg dels anys, obtenim un dibuix que recorda les ales d'una papallona.

Per aquest motiu es coneix com a diagrama de les papallones (butterfly diagram).

Aquest comportament va ser estudiat al segle XIX per Richard Carrington i Gustav Spörer i constitueix una de les evidències més importants de l'estructura cíclica del magnetisme solar.

La NASA publica un diagrama de les papallones elaborat a partir d'observacions històriques, que permet visualitzar com les taques migren cap a l'equador durant cada cicle.

Per què el cicle magnètic dura 22 anys?

El cicle d'11 anys és només una part d'un fenomen més ampli.

El camp magnètic del Sol té dos pols, nord i sud, com el d'un imant. Però, a diferència del camp magnètic terrestre, que també experimenta inversions però sense una periodicitat regular comparable, els pols magnètics del Sol s'intercanvien aproximadament cada onze anys.

Aquesta inversió acostuma a produir-se al voltant del màxim solar.

Per tant, si inicialment el nord magnètic solar es troba en un hemisferi, onze anys després s'haurà invertit. Caldrà esperar aproximadament onze anys més perquè recuperi l'orientació original.

Això significa que el cicle magnètic complet dura uns 22 anys.

Aquest fenomen rep el nom de cicle de Hale, en honor de l'astrònom nord-americà George Ellery Hale, que el 1908 va demostrar que les taques solars tenien camps magnètics molt intensos.

El cicle solar que observem comptant les taques dura aproximadament 11 anys, però el cicle magnètic complet necessita uns 22 anys per recuperar la polaritat original.

L'origen d'aquest comportament es troba en l'anomenada dinamo solar, el conjunt de processos mitjançant els quals els moviments del plasma conductor i la rotació diferencial generen i reorganitzen el camp magnètic.

Tot i els avenços de l'astrofísica, encara no disposem d'un model capaç de predir amb absoluta precisió la intensitat i la durada dels futurs cicles solars.

La NASA explica el funcionament de la dinamo solar i els fenòmens que ha d'explicar qualsevol model teòric.

El cicle solar 25: el nostre cicle actual

Actualment ens trobem en el cicle solar número 25, que va començar el desembre de 2019, després d'un mínim d'activitat.

Inicialment, les previsions apuntaven a un cicle relativament moderat. No obstant això, les observacions van mostrar un augment de l'activitat superior al que s'havia previst.

El 15 d'octubre de 2024, la NASA i la NOAA van anunciar que el Sol havia entrat en el període de màxima activitat del cicle 25.

El màxim solar no és necessàriament un dia concret, sinó un període d'activitat elevada que pot prolongar-se durant mesos o anys. La determinació definitiva del seu punt culminant requereix analitzar les observacions amb posterioritat.

A l'octubre de 2026, el cicle 25 ja es troba en una fase avançada. L'activitat ha començat a disminuir respecte dels nivells màxims, però encara poden produir-se erupcions importants.

Es pot seguir la seva evolució a través de la gràfica interactiva del cicle solar de la NOAA.

El mínim de Maunder: quan les taques gairebé van desaparèixer

Entre aproximadament 1645 i 1715, els astrònoms van registrar un nombre extraordinàriament baix de taques solars.

Aquest període es coneix com a mínim de Maunder, en honor dels astrònoms Edward Walter Maunder i Annie Scott Dill Maunder, que van estudiar les observacions històriques.

Durant aquelles dècades, l'activitat solar va ser molt inferior a l'habitual. No es tractava simplement d'un cicle solar feble, sinó d'un període prolongat en què la successió normal de màxims i mínims va quedar molt atenuada.

Curiosament, aquest episodi va coincidir parcialment amb una etapa especialment freda en algunes regions de l'hemisferi nord, dins del període conegut com a Petita Edat de Gel.

Aquesta coincidència ha generat nombrosos estudis sobre la possible influència de les variacions solars en el clima terrestre.

El mínim de Maunder també planteja una pregunta interessant: podria tornar-se a produir un període de baixa activitat solar durant moltes dècades?

La resposta és que sí que és físicament possible, però actualment no podem predir amb fiabilitat quan es produiria ni quina intensitat tindria.

Podem predir el proper cicle solar?

Les observacions de les últimes dècades han millorat considerablement els models de predicció de l'activitat solar.

Els científics analitzen, entre altres indicadors, la intensitat del camp magnètic als pols, l'evolució de les taques solars i els moviments del plasma a l'interior de l'estrella.

Tot i això, les prediccions encara presenten incerteses importants.

Sabem que el Sol continuarà alternant períodes de major i menor activitat, però no podem assegurar quina serà la intensitat del proper màxim ni quan tindran lloc les erupcions individuals més potents.

Evolució de l'activitat solar des del 1755. Els pics representen els períodes de màxima activitat magnètica, mentre que les valls corresponen als mínims solars. La intensitat dels cicles varia considerablement, malgrat que la seva periodicitat mitjana és d'uns onze anys.

Referències

• NASA – Solar Cycle. Informació sobre els cicles solars, el mínim de Maunder i el diagrama de les papallones.
• NASA – The Solar Dynamo. Explicació de la dinamo solar i del cicle magnètic de 22 anys.
• NASA – Solar Dynamics Observatory. Observacions sobre el magnetisme solar i els mecanismes que originen els cicles.
• SILSO – Royal Observatory of Belgium. Base de dades internacional de taques solars i registres històrics.
• NOAA – Solar Cycle Progression. Gràfica actualitzada de l'evolució del cicle solar 25.
• NASA – World of Change: Solar Activity. Imatges comparatives de l'evolució de l'activitat solar al llarg dels anys.

Com observem el Sol?

El Sol és l'única estrella que podem estudiar amb un nivell de detall extraordinari. La seva proximitat ens permet observar fenòmens impossibles de distingir en altres estrelles, com els moviments del plasma, les taques solars, les protuberàncies i les estructures dels camps magnètics.

Però observar el Sol presenta una dificultat evident: la seva llum és tan intensa que pot danyar greument els nostres ulls i els instruments òptics. Per això, l'astronomia solar ha desenvolupat tècniques i equips especialitzats que permeten estudiar-lo amb seguretat.

Actualment, els científics no es limiten a fotografiar-ne la superfície. Analitzen la llum en diferents longituds d'ona, mesuren els camps magnètics, estudien les vibracions de l'interior solar i fins i tot envien sondes espacials a través de la seva atmosfera.

La controvèrsia entre Galileu i Scheiner

Galileu i Scheiner van protagonitzar una controvèrsia científica sobre la naturalesa de les taques solars.

Scheiner defensava inicialment que les taques podien ser petits cossos que orbitaven al voltant del Sol. Aquesta interpretació permetia mantenir la idea tradicional que els cossos celestes eren perfectes i immutables.

Galileu, en canvi, va argumentar que les taques es trobaven al Sol o molt a prop de la seva superfície i que els seus moviments constituïen una evidència de la rotació solar.

Posteriorment, Scheiner va abandonar la seva interpretació inicial i va contribuir decisivament a l'estudi de les taques solars. La seva obra Rosa Ursina es convertiria en una referència fonamental durant més d'un segle. Galileo Project

Observacions de les taques solars efectuades per Christoph Scheiner el maig de 1625. El dibuix mostra les posicions successives de les taques sobre el disc solar i permet apreciar-ne el desplaçament causat per la rotació del Sol. La làmina pertany a l'obra *Rosa Ursina sive Sol, publicada entre 1626 i 1630.

Crèdit: Christoph Scheiner (1630). Rosa Ursina sive Sol. Domini públic.*

Els primers telescopis solars

L'observació científica del Sol va experimentar un gran impuls a principis del segle XVII, amb l'aparició dels primers telescopis astronòmics.

Galileo Galilei, Christoph Scheiner i Thomas Harriot, entre altres astrònoms, van estudiar les taques solars i van contribuir a demostrar que el Sol no era una esfera perfecta i immutable, com defensava la concepció aristotèlica del cosmos.

Un dels mètodes emprats consistia a projectar la imatge del Sol sobre una pantalla, evitant mirar-lo directament a través de l'instrument.

L'observació de les taques al llarg dels dies també va permetre comprovar que el Sol girava sobre el seu eix.

Amb el pas del temps, els telescopis van incorporar filtres, espectroscopis i altres instruments que van transformar l'observació solar en una disciplina científica especialitzada.

Els telescopis solars moderns

Els telescopis actuals poden observar detalls extraordinaris de la fotosfera i de l'atmosfera solar.

Un exemple destacat és el Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST), situat a l'illa de Maui, a Hawaii.

Amb un mirall principal de quatre metres de diàmetre, és el telescopi solar més gran del món. Disposa d'un sistema d'òptica adaptativa que compensa part de les distorsions causades per la turbulència de l'atmosfera terrestre.

Aquests instruments permeten estudiar estructures molt petites de la superfície solar, així com mesurar la intensitat i l'orientació dels camps magnètics.

Gràcies a aquesta tecnologia, podem observar fenòmens com la granulació solar, una estructura formada per milions de cel·les brillants que apareixen i desapareixen contínuament.

Cada grànul correspon a una regió on el plasma calent ascendeix cap a la superfície, es refreda i torna a descendir pels seus voltants.

Molts d'aquests grànuls tenen una dimensió de l'ordre dels mil quilòmetres i una vida de pocs minuts.

Podeu veure fotografies i vídeos obtinguts per aquest telescopi al National Solar Observatory. NSO - National Solar Observatory

Observar el Sol en diferents longituds d'ona

Una de les tècniques més importants de l'astronomia moderna consisteix a observar el Sol en diferents regions de l'espectre electromagnètic.

Els nostres ulls només poden detectar la llum visible, però el Sol també emet radiació ultraviolada, infraroja, raigs X i ones de ràdio.

Cada tipus de radiació proporciona informació diferent.

• Llum visible: permet estudiar la fotosfera, les taques solars i la granulació.
• Línia H-alfa: una longitud d'ona específica de la llum vermella, d'uns 656,3 nanòmetres, que permet observar estructures de la cromosfera, com filaments i protuberàncies.
• Ultraviolat extrem: permet estudiar el plasma calent de l'atmosfera solar, especialment la regió de transició i la corona.
• Raigs X: revelen estructures coronals molt calentes i fenòmens relacionats amb l'activitat magnètica.
• Ones de ràdio: proporcionen informació sobre el plasma solar, els electrons energètics i determinades erupcions.

Les imatges del Sol obtingudes en ultraviolat extrem o raigs X solen presentar colors espectaculars, però cal tenir en compte que aquests colors són representacions artificials.

Els científics assignen colors visibles a radiacions que els nostres ulls no poden percebre. Això facilita la interpretació de les imatges i permet comparar diferents regions de l'atmosfera solar.

Una fotografia del Sol en tons verds, blaus o violetes no significa que l'estrella presenti realment aquests colors. Habitualment representa radiació invisible transformada en una imatge que podem interpretar visualment.

L'espectroscòpia: descobrir de què està fet el Sol

Com podem saber que el Sol està format principalment per hidrogen i heli si mai no hem pogut obtenir una mostra directa del seu interior?

La resposta es troba, en bona part, en l'espectroscòpia, una tècnica que permet estudiar la llum separant-la segons les seves longituds d'ona.

Quan la llum solar travessa un espectroscopi, apareix un espectre de colors semblant a un arc de Sant Martí, però interromput per nombroses línies fosques.

Aquestes línies, conegudes com a línies de Fraunhofer, corresponen a determinades longituds d'ona absorbides per elements químics presents a l'atmosfera solar.

Cada element químic té un conjunt característic de línies espectrals. És una mena d'empremta digital que permet identificar-lo.

Així, els científics poden determinar:

• Quins elements químics hi ha a l'atmosfera solar.
• Quines temperatures presenten determinades regions.
• Com es mou el plasma, mitjançant l'efecte Doppler.
• Quina intensitat tenen els camps magnètics, estudiant, entre altres efectes, el desdoblament de les línies espectrals.

L'heliosismologia: escoltar l'interior del Sol

Una de les tècniques més sorprenents de l'astronomia solar és l'heliosismologia.

De la mateixa manera que els geòlegs utilitzen les ones sísmiques per estudiar l'interior de la Terra, els astrofísics analitzen les oscil·lacions del Sol per obtenir informació sobre la seva estructura interna.

El Sol vibra constantment.

Aquestes oscil·lacions són provocades, principalment, pels moviments turbulents del plasma a la zona convectiva. Les ones es propaguen per l'interior solar i produeixen petits desplaçaments de la superfície que poden mesurar-se mitjançant l'efecte Doppler.

Les oscil·lacions més característiques tenen períodes propers als cinc minuts.

Estudiant-ne les freqüències i la propagació, els científics poden determinar propietats que no són directament visibles, com la distribució de la velocitat del so, les condicions físiques de l'interior i determinats patrons de rotació.

Els observatoris espacials

Tot i els avenços dels telescopis terrestres, l'atmosfera del nostre planeta continua representant una limitació important.

L'atmosfera absorbeix bona part de la radiació ultraviolada extrema i dels raigs X procedents del Sol. Per estudiar aquestes emissions cal situar instruments fora de l'atmosfera terrestre.

Un dels observatoris més importants és el Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA, llançat l'any 2010.

Aquest satèl·lit observa contínuament el Sol i obté imatges en diverses longituds d'ona. Disposa de tres instruments principals:

• AIA (Atmospheric Imaging Assembly): fotografia l'atmosfera solar en diferents bandes espectrals.
• HMI (Helioseismic and Magnetic Imager): mesura els camps magnètics i els moviments de la superfície solar, i proporciona dades per estudiar-ne l'interior.
• EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment): mesura les variacions de la radiació ultraviolada extrema emesa pel Sol.

El SDO proporciona imatges d'alta resolució i registres continus que permeten estudiar l'evolució de les taques, les erupcions i els camps magnètics al llarg del temps. NASA Science

Com podem observar la corona solar?

La corona és la capa més externa de l'atmosfera solar. S'estén milions de quilòmetres cap a l'espai, però és extraordinàriament tènue.

En condicions normals, la intensa brillantor de la fotosfera impedeix observar-la directament en llum visible.

Hi ha dues maneres especialment interessants d'estudiar-la.

Els eclipsis totals de Sol

Quan la Lluna tapa completament el disc solar, la fotosfera queda oculta i podem observar la corona com una estructura brillant i irregular que envolta el Sol.

Històricament, els eclipsis totals han estat oportunitats excepcionals per estudiar l'atmosfera exterior solar.

Els coronògrafs

Un coronògraf és un instrument que utilitza un disc opac per ocultar artificialment la llum directa del Sol.

D'aquesta manera, permet observar les regions molt més febles de la corona, com si es produís un eclipsi artificial.

Un dels exemples més coneguts és el coronògraf LASCO, instal·lat a l'observatori espacial SOHO, una missió conjunta de l'ESA i la NASA llançada el 1995.

Aquest instrument ha permès observar milers d'ejeccions de massa coronal i seguir-ne l'expansió cap a l'espai.

Les imatges del coronògraf LASCO es poden consultar a la pàgina d'observacions del SOHO. Solar and Heliospheric Observatory

Les sondes que s'acosten al Sol

Els telescopis ens permeten observar el Sol des de lluny, però hi ha fenòmens que requereixen mesurar directament les condicions de l'espai proper a l'estrella.

Per aquest motiu, les agències espacials han desenvolupat missions capaces d'aproximar-s'hi molt més que qualsevol observatori terrestre.

Dues de les més importants són la Parker Solar Probe i la Solar Orbiter.

Parker Solar Probe (NASA)

Llançada l'any 2018, aquesta sonda va ser dissenyada per acostar-se a la corona solar i estudiar directament el plasma i els camps magnètics.

L'abril de 2021 es va convertir en la primera nau espacial que va travessar la frontera exterior de la corona solar.

Posteriorment, va aconseguir aproximar-se a només uns 6,1 milions de quilòmetres del centre del Sol, una distància extraordinàriament petita en termes astronòmics.

La sonda disposa d'un escut tèrmic que protegeix els seus instruments de la intensa radiació solar.

La seva missió principal consisteix a comprendre com s'origina i s'accelera el vent solar i quins processos escalfen la corona fins a temperatures de milions de graus. NASA Science

Solar Orbiter (ESA/NASA)

Llançada el febrer de 2020, aquesta missió combina dues tècniques d'observació:

• Instruments de teledetecció que fotografien el Sol i n'analitzen la radiació.
• Instruments que mesuren directament les partícules i els camps magnètics de l'entorn de la sonda.

Una característica especialment important és la seva òrbita inclinada respecte de l'equador solar, que permet observar les regions polars del Sol des d'una perspectiva diferent de la terrestre.

El març de 2025 va obtenir les primeres imatges directes dels pols solars des de latituds elevades, una fita important per a l'estudi del magnetisme solar. European Space Agency

Podem observar el Sol amb un telescopi domèstic?

Sí. L'observació solar és una activitat accessible als aficionats a l'astronomia, però requereix precaucions especials.

Amb un telescopi adequadament equipat es poden observar les taques solars i seguir-ne els moviments al llarg dels dies.

També existeixen telescopis solars especialitzats que utilitzen filtres H-alfa de banda estreta, dissenyats per observar les estructures de la cromosfera, com les protuberàncies i els filaments.

Però cal distingir entre els instruments professionals i l'observació amateur.

Una alternativa senzilla consisteix a utilitzar un sistema de projecció estenopeica, en què la llum passa per un petit forat i forma una imatge del Sol sobre una pantalla.

Aquest mètode permet observar el disc solar i seguir les fases d'un eclipsi parcial sense mirar directament cap al Sol.

Què ens queda per descobrir?

Després de quatre segles d'observacions telescòpiques, el Sol continua plantejant preguntes importants.

Encara no coneixem amb tots els detalls els mecanismes que escalfen la corona fins a temperatures molt superiors a les de la fotosfera, ni podem predir amb precisió quan es produirà una gran erupció solar.

Tampoc no podem anticipar exactament la intensitat dels futurs cicles d'activitat.

Tanmateix, la combinació dels telescopis terrestres, els observatoris espacials, les sondes i els models informàtics està transformant el nostre coneixement de l'estrella.

El Sol observat mitjançant quatre tècniques diferents. La llum visible mostra les taques solars; l'H-alfa revela filaments i estructures de la cromosfera; l'ultraviolat extrem permet estudiar el plasma de la corona, mentre que els raigs X destaquen les regions coronals de temperatura elevada. Crèdits: NASA/SDO, Stanford University, Big Bear Solar Observatory, JAXA/NAOJ.

Referències i recursos per aprofundir

Observatoris i instruments

• NASA – Solar Dynamics Observatory. Informació sobre el principal observatori espacial dedicat a l'estudi continu del Sol.
• National Solar Observatory – DKIST. El telescopi solar de quatre metres situat a Hawaii.
• ESA – Solar Orbiter. Missió europea per estudiar el Sol i les seves regions polars.
• NASA – Parker Solar Probe. La sonda espacial que ha aconseguit travessar la corona solar.

Imatges i vídeos

• SDO – Imatges actualitzades del Sol. Permet observar-lo en diferents longituds d'ona i consultar imatges històriques.
• SOHO – Imatges en temps gairebé real. Observacions de la corona i del Sol.
• ESA – Darreres imatges de Solar Orbiter. Fotografies i dades obtingudes pels instruments de la sonda.
• NASA – The Active Sun from SDO. Vídeo que mostra els moviments de la fotosfera mitjançant mesures de l'efecte Doppler.

Observació segura

• NASA – Eclipse Viewing Safety. Recomanacions per observar el Sol sense posar en risc la vista.

Si el Sol és blanc, per què el veiem groc?

Des de petits, quan dibuixem el Sol, acostumem a pintar-lo de groc. Als llibres infantils, als dibuixos i fins i tot en moltes representacions astronòmiques apareix com una esfera groga o ataronjada.

Però, sorprenentment, el Sol és essencialment blanc. Si poguéssim observar-lo des de l'espai, sense la interferència de l'atmosfera terrestre i amb la protecció adequada, el veuríem blanc, no pas groc.

Per què, doncs, des de la Terra sovint ens sembla groc, taronja o fins i tot vermell?

La resposta no es troba al Sol, sinó principalment a l'atmosfera terrestre i a la manera com percebem la llum.

De quin color és realment el Sol?

El Sol emet radiació electromagnètica en una gamma molt àmplia de longituds d'ona, des de les ones de ràdio fins als raigs X.

Una part important d'aquesta energia correspon a la llum visible, formada pels diferents colors que podem observar en un arc de Sant Martí.

Quan aquests colors arriben simultàniament als nostres ulls amb les proporcions adequades, el cervell els interpreta com a llum blanca.

Això és precisament el que succeeix amb la llum solar.

La temperatura de la fotosfera, d'uns 5.500 °C (aproximadament 5.780 K), determina en gran manera la distribució espectral de la radiació emesa.

El màxim d'emissió per unitat de longitud d'ona es troba al voltant dels 500 nanòmetres, dins de la regió verd-blavosa de l'espectre visible.

Però això no significa que el Sol sigui verd.

La nostra estrella emet quantitats importants de llum en totes les regions de l'espectre visible. La combinació d'aquestes longituds d'ona és percebuda pel sistema visual humà com a blanca.

El color d'una estrella no depèn exclusivament de la longitud d'ona en què emet més energia, sinó de la combinació de totes les longituds d'ona visibles i de com les perceben els nostres ulls.

La NASA explica per què el color real del Sol és blanc.

L'atmosfera terrestre modifica la llum

Quan la llum solar entra a l'atmosfera terrestre, interacciona amb les molècules dels gasos que la formen.

Una part de la llum canvia de direcció mitjançant un fenomen anomenat dispersió de Rayleigh, que afecta especialment les longituds d'ona més curtes.

La llum blava es dispersa amb molta més facilitat que la vermella. De fet, en les condicions ideals descrites per aquest mecanisme, la intensitat de la dispersió és inversament proporcional a la quarta potència de la longitud d'ona.

On:

• I: intensitat de la llum dispersada.
• λ: longitud d'ona de la llum.

Això significa que, en termes aproximats, la llum blava pot dispersar-se unes quatre vegades més intensament que la vermella.

Com a conseqüència, una part de la llum blava que arriba del Sol es dispersa en totes direccions i il·lumina el cel.

Aquest és el principal motiu pel qual el cel és blau.

Mentrestant, la llum solar directa perd una petita part dels seus components blaus, fet que pot donar-li una tonalitat lleugerament groguenca.

No obstant això, quan el Sol es troba molt alt al cel i l'atmosfera és neta, la seva llum directa continua sent pràcticament blanca.

La NOAA explica el fenomen de la dispersió atmosfèrica.

Per què els capvespres són vermells?

Quan el Sol es troba prop de l'horitzó, la seva llum ha de travessar una distància molt més gran dins de l'atmosfera abans d'arribar als nostres ulls.

Durant aquest recorregut, bona part de les longituds d'ona blaves i violetes es dispersen fora de la trajectòria directa.

Les longituds d'ona més llargues, especialment les taronges i vermelles, es dispersen menys i continuen el seu recorregut.

Per això, durant les sortides i postes de Sol, el disc solar pot adquirir tonalitats grogues, taronges o vermelles molt intenses.

La presència de pols, fum, contaminació o aerosols atmosfèrics també pot modificar els colors que observem.

Per què anomenem el Sol «nana groga»?

Aquí apareix una aparent contradicció.

Si el Sol és blanc, per què els astrònoms el classifiquen habitualment com una nana groga?

Aquesta denominació és històrica i forma part de la terminologia tradicional de la classificació estel·lar.

El Sol és una estrella de tipus espectral G2 V:

• G2: indica la seva classe espectral, relacionada principalment amb la temperatura superficial i les característiques del seu espectre.
• V: indica que és una estrella de la seqüència principal, és a dir, que produeix energia mitjançant la fusió d'hidrogen al nucli.

Les estrelles de tipus G s'han associat tradicionalment amb el color groc, però aquesta denominació no descriu necessàriament el color que percebria l'ull humà si les observés sense interferències atmosfèriques.

De fet, el Sol és prou calent per emetre llum visible de tots els colors en proporcions que donen lloc a una aparença blanca.

Totes les estrelles són blanques?

No. El color de les estrelles depèn principalment de la temperatura de les seves capes visibles.

Les estrelles més fredes emeten una proporció més gran de llum en les longituds d'ona vermelles, mentre que les més calentes emeten una proporció més elevada en les longituds d'ona blaves.

Per exemple:

Estrella	Tipus espectral	Temperatura aproximada	Color aparent
Betelgeuse	M	3.500 K	Vermell ataronjat
Aldebaran	K	3.900 K	Taronja
Sol	G2	5.780 K	Blanc
Sírius A	A1	9.900 K	Blanc blavós
Rigel	B8	12.000 K	Blau blanquinós

Les temperatures són aproximades i corresponen a les temperatures efectives de les estrelles.

Un experiment senzill: els colors de la llum blanca

Podem comprovar que la llum blanca està formada per diferents colors mitjançant un experiment molt conegut.

Quan fem passar un feix de llum blanca a través d'un prisma de vidre, les diferents longituds d'ona es refracten amb angles lleugerament diferents.

Aquest fenomen, anomenat dispersió cromàtica, separa la llum en els colors de l'espectre visible.

És el mateix principi físic que contribueix a la formació dels arcs de Sant Martí, on les gotes d'aigua actuen com petits prismes.

Isaac Newton va estudiar aquests fenòmens al segle XVII i va demostrar que la llum blanca podia separar-se en diferents colors i tornar a recombinar-se.

Aquesta descoberta va transformar la nostra comprensió de la llum i va establir les bases de l'òptica moderna.

El color aparent del Sol depèn de la quantitat d'atmosfera que travessa la seva llum. A l'espai és blanc, però quan s'acosta a l'horitzó, la llum recorre una distància més gran dins de l'atmosfera. La dispersió de Rayleigh elimina preferentment les longituds d'ona més curtes, com el blau, i fa que predominin els tons grocs, taronges i vermells. Nota: Infografia generada amb intel·ligència artificial. Els colors, les trajectòries de la llum i les proporcions són representacions esquemàtiques destinades a explicar el fenomen físic.

Referències

• NASA – What Color Is the Sun?. Explicació del color real del Sol i de la percepció de la llum.
• NOAA – Why Is the Sky Blue?. Explicació de la dispersió atmosfèrica i dels colors del cel.
• NASA – Crepuscular Rays and Light Scattering. Informació sobre la dispersió de la llum durant les sortides i postes de Sol.
• NASA – Solar Radiation and Climate Experiment. Informació sobre l'espectre de la radiació solar.
• NASA – Sun: Facts. Característiques físiques del Sol, temperatura i classificació estel·lar.

El futur del Sol

El Sol ha brillat durant aproximadament 4.600 milions d'anys i continuarà fent-ho durant milers de milions d'anys més. Però, com totes les estrelles, no és etern.

Actualment es troba aproximadament a la meitat de la seva vida com a estrella de la seqüència principal, l'etapa durant la qual produeix energia mitjançant la fusió d'hidrogen al seu nucli.

D'aquí a uns 5.000 milions d'anys, el Sol començarà a abandonar aquesta fase i experimentarà transformacions espectaculars. Primer augmentarà enormement de dimensions i es convertirà en una gegant vermella. Després expulsarà les seves capes exteriors i acabarà convertint-se en una petita estrella extremadament densa: una nana blanca.

El seu destí no és excepcional. És el mateix que espera a moltes altres estrelles de massa semblant.

El Sol serà cada vegada més lluminós

Encara que ens sembli que el Sol ha brillat sempre de la mateixa manera, la seva lluminositat ha anat augmentant lentament des que es va formar.

Fa uns 4.600 milions d'anys, quan va néixer el sistema solar, el Sol emetia aproximadament un 30 % menys d'energia que actualment.

Aquest increment és una conseqüència natural dels processos de fusió nuclear que tenen lloc al seu interior.

A mesura que l'hidrogen del nucli es transforma en heli, la composició del material canvia. El nucli es contrau gradualment, augmenta la seva temperatura i la velocitat de les reaccions nuclears s'incrementa.

Com a resultat, el Sol es torna progressivament més lluminós.

Aquest procés continuarà durant milers de milions d'anys, però tindrà conseqüències importants per a la Terra molt abans que el Sol es converteixi en una gegant vermella.

La Terra deixarà de ser habitable

La vida al nostre planeta depèn d'un equilibri delicat entre l'energia que rebem del Sol i la que la Terra retorna a l'espai.

Si la lluminositat solar augmenta suficientment, aquest equilibri es modificarà.

Els models climàtics i d'evolució estel·lar indiquen que, d'aquí a aproximadament 1.000 milions d'anys, l'augment de la radiació solar podria fer que la Terra deixés de reunir les condicions necessàries per mantenir oceans d'aigua líquida de manera estable.

L'augment de la temperatura afavoriria l'evaporació de l'aigua i intensificaria l'efecte d'hivernacle del vapor d'aigua.

Amb el temps, el nostre planeta podria arribar a experimentar un efecte d'hivernacle descontrolat, amb conseqüències devastadores per als oceans i la vida tal com la coneixem.

Això significa que la desaparició de les condicions adequades per a la vida terrestre no serà provocada directament per l'expansió final del Sol, sinó pel seu augment progressiu de lluminositat.

Podeu ampliar aquesta qüestió a l'article de la NASA sobre l'evolució del Sol i l'habitabilitat de la Terra.

Quan el Sol es converteixi en una gegant vermella

D'aquí a uns 5.000 milions d'anys, el Sol haurà esgotat gran part de l'hidrogen disponible per a la fusió al seu nucli.

Això no significa que es quedi immediatament sense energia.

Quan la fusió d'hidrogen al centre disminueixi, el nucli començarà a contraure's per efecte de la gravetat. Mentrestant, l'hidrogen continuarà fusionant-se en una capa que envoltarà el nucli d'heli.

Aquest procés provocarà una expansió extraordinària de les capes exteriors del Sol.

La nostra estrella es convertirà en una gegant vermella.

Durant aquesta etapa:

• El radi solar augmentarà enormement, fins a assolir dimensions comparables a les òrbites dels planetes interiors.
• La temperatura de la superfície disminuirà, cosa que li donarà una tonalitat més vermellosa.
• La lluminositat total augmentarà molt, malgrat que la superfície sigui més freda.
• El Sol perdrà una part important de la seva massa mitjançant intensos vents estel·lars.

El Sol es farà molt més gran i lluminós, però la seva superfície serà més freda que l'actual. Aquesta aparent contradicció s'explica perquè la superfície emissora haurà augmentat enormement.

La relació entre la lluminositat, el radi i la temperatura d'una estrella es descriu mitjançant la llei de Stefan-Boltzmann:

On:

• L: lluminositat total de l'estrella.
• R: radi de l'estrella.
• σ: constant de Stefan-Boltzmann.
• T: temperatura efectiva de la superfície, expressada en kelvins.

Aquesta expressió ens permet comprendre per què una estrella pot emetre molta més energia malgrat tenir una temperatura superficial inferior: el seu radi, i per tant la seva superfície, pot ser enormement més gran.

El Sol engolirà la Terra?

Una de les preguntes més interessants sobre el futur del Sol és què passarà amb els planetes interiors del sistema solar.

Quan el Sol es converteixi en una gegant vermella, el seu radi augmentarà tant que Mercuri i Venus acabaran sent engolits per les seves capes exteriors.

El destí de la Terra és més complex.

D'una banda, el Sol perdrà massa durant les seves últimes etapes evolutives. Aquesta pèrdua farà que les òrbites dels planetes tendeixin a expandir-se.

D'altra banda, quan el Sol assoleixi dimensions comparables a l'òrbita terrestre, les interaccions gravitatòries i de marea entre l'estrella i el planeta podrien provocar que la Terra s'aproximés al Sol i acabés sent engolida.

Els models que inclouen aquests efectes indiquen que la destrucció física de la Terra és un resultat probable, encara que existeixen incerteses sobre els detalls del procés.

En qualsevol cas, el nostre planeta haurà perdut els oceans i les condicions necessàries per a la vida molt abans.

L'Observatori Europeu Austral (ESO) disposa d'una animació que mostra l'expansió futura del Sol i el destí dels planetes interiors.

La fusió de l'heli: una nova etapa

Quan el nucli del Sol hagi acumulat prou heli i arribi a temperatures de l'ordre dels 100 milions de graus, començarà un nou procés de fusió nuclear.

En aquesta etapa, tres nuclis d'heli podran combinar-se per formar un nucli de carboni.

Aquest mecanisme es coneix com a procés triple alfa.

En les estrelles de massa semblant a la del Sol, l'inici d'aquesta fusió es produeix mitjançant un fenomen anomenat flaix de l'heli.

Es tracta d'un alliberament extraordinàriament intens d'energia a l'interior del nucli, provocat per unes condicions físiques molt particulars de la matèria, conegudes com a degeneració electrònica.

Malgrat el seu nom, no és una explosió que destrueixi l'estrella ni un fenomen que es pugui observar directament des de l'exterior com una fulguració.

Després d'aquest episodi, el Sol passarà per una etapa relativament estable, durant la qual fusionarà heli al nucli i produirà principalment carboni i oxigen.

Però aquesta nova font d'energia també acabarà esgotant-se.

La formació d'una nebulosa planetària

Després de la fase de fusió de l'heli, el Sol tornarà a expandir-se i entrarà en una etapa evolutiva coneguda com a branca asimptòtica de les gegants.

Durant aquesta fase, el nucli estarà format principalment per carboni i oxigen, envoltat de capes on continuaran produint-se reaccions de fusió d'hidrogen i heli.

Les capes exteriors esdevindran cada vegada més inestables i el Sol experimentarà episodis de pèrdua de massa molt intensos.

Finalment, expulsarà gran part de la seva atmosfera a l'espai.

Aquest material formarà una enorme estructura de gas en expansió, coneguda com a nebulosa planetària.

Malgrat el seu nom, les nebuloses planetàries no tenen res a veure amb els planetes. La denominació és històrica i prové de l'aspecte arrodonit que presentaven algunes d'aquestes estructures quan s'observaven amb els primers telescopis.

Les nebuloses planetàries poden presentar formes espectaculars: anells, esferes, estructures bipolars i complexes distribucions de filaments de gas.

Al centre hi queda el nucli calent de l'antiga estrella, que emet radiació ultraviolada capaç d'ionitzar el gas expulsat i fer-lo brillar.

Un exemple especialment conegut és la nebulosa de l'Hèlix (NGC 7293), situada a la constel·lació d'Aquari.

Aquesta nebulosa constitueix una bona aproximació visual a una de les possibles etapes finals del nostre Sol.

La NASA ofereix imatges i explicacions sobre les nebuloses planetàries. NASA Science

El Sol acabarà convertint-se en una nana blanca

Quan el Sol hagi expulsat les seves capes exteriors, només en quedarà el nucli, format principalment per carboni i oxigen.

Aquest objecte serà una nana blanca.

Les nanes blanques són restes estel·lars extraordinàriament compactes. Tot i conservar una fracció important de la massa de l'estrella original, tenen dimensions comparables a les de la Terra.

La seva densitat és tan elevada que una petita quantitat de matèria pot pesar diverses tones en les condicions de gravetat terrestre.

A diferència del Sol actual, una nana blanca ja no produeix quantitats significatives d'energia mitjançant la fusió nuclear.

La seva estabilitat es deu a un fenomen de la física quàntica anomenat pressió de degeneració dels electrons, que impedeix que la gravetat continuï comprimint el material.

Inicialment, la nana blanca serà extremadament calenta, però amb el pas del temps anirà perdent energia i refredant-se.

Aquest procés és extraordinàriament lent i pot prolongar-se durant bilions d'anys.

El futur del sistema solar

La transformació del Sol modificarà profundament tot el sistema solar.

Durant les fases de gegant vermella, la seva expansió afectarà directament els planetes interiors.

Mercuri i Venus desapareixeran engolits per l'estrella, mentre que la Terra probablement també serà destruïda.

Els planetes més exteriors, com Júpiter, Saturn, Urà i Neptú, podrien sobreviure a aquesta transformació.

Tanmateix, les seves òrbites canviaran a mesura que el Sol perdi massa.

Els satèl·lits gelats dels planetes gegants també experimentaran canvis importants en les seves temperatures i condicions superficials.

Quan el Sol s'hagi convertit en una nana blanca, el sistema solar serà molt diferent del que coneixem.

Al centre hi haurà una petita resta estel·lar que s'anirà refredant lentament, mentre que alguns planetes i altres cossos continuaran orbitant al seu voltant.

El Sol no desapareixerà del tot

Una de les conseqüències més interessants de l'evolució estel·lar és que la matèria que forma les estrelles pot acabar incorporant-se a noves generacions d'astres.

Quan el Sol expulsi les seves capes exteriors, retornarà a l'espai una part del gas i dels elements químics que ha acumulat i produït durant la seva existència.

Aquest material es barrejarà amb el medi interestel·lar i podria participar, en un futur molt llunyà, en la formació de noves estrelles i planetes.

De fet, molts dels elements químics que formen la Terra i els nostres propis cossos procedeixen de generacions anteriors d'estrelles.

El Sol també es va formar a partir de material que havia estat enriquit per altres estrelles abans del seu naixement.

Les estrelles neixen a partir de gas i pols interestel·lar, transformen part d'aquest material mitjançant reaccions nuclears i, al final de la seva vida, poden retornar-lo a l'espai. És un dels grans processos de reciclatge de matèria de l'Univers.

Les etapes futures del Sol

Podem resumir l'evolució prevista de la nostra estrella en aquesta taula:

Etapa	Temps aproximat a partir d'ara	Característiques
Sol actual	0	Fusió d'hidrogen al nucli.
Augment de lluminositat	Progressiu	El Sol es torna lentament més brillant.
Pèrdua d'habitabilitat terrestre	~1.000 milions d'anys	La Terra podria perdre les condicions necessàries per mantenir oceans estables.
Final de la seqüència principal	~5.000 milions d'anys	S'esgota l'hidrogen del nucli i comença l'expansió estel·lar.
Gegant vermella	~5.000-6.000 milions d'anys	Expansió enorme del Sol i destrucció dels planetes interiors.
Fusió de l'heli	Posterior a l'expansió inicial	El nucli produeix carboni i oxigen.
Nebulosa planetària	~6.000-7.000 milions d'anys	Expulsió de les capes exteriors.
Nana blanca	Després de la nebulosa	Resta estel·lar compacta que es refreda progressivament.

El cicle vital del Sol, des del seu naixement fa uns 4.600 milions d'anys fins al seu destí final com a nana blanca. D'aquí a uns 5.000 milions d'anys, el Sol es convertirà en una gegant vermella que probablement destruirà els planetes interiors. Posteriorment, expulsarà les capes exteriors, formarà una nebulosa planetària i deixarà una nana blanca que es refredarà lentament. Nota: Infografia generada amb intel·ligència artificial. Les dimensions dels astres i els intervals temporals són esquemàtics i no estan representats a escala.

Referències

• NASA: Sun Facts. Dades generals, estructura i evolució del Sol.
• ESA: Anatomy of our Sun. Les diferents capes del Sol.
• NASA – Why the Sun Won't Become a Black Hole. Explicació del futur del Sol i de la seva transformació en una nana blanca.
• ESA – Gaia reveals the past and future of the Sun. Models de l'evolució solar basats en observacions de la missió Gaia.
• ESO – What will happen when the Sun dies?. Explicació divulgativa del destí del Sol i de la Terra.
• NASA – Hubble's Nebulae. Informació i fotografies de nebuloses planetàries.
• NASA – The life cycle of a Sun-like star. Il·lustració de les diferents etapes evolutives d'una estrella semblant al Sol.

Vídeos

ESO – The life cycle of a Sun-like star

Animació tridimensional que mostra l'evolució d'una estrella semblant al Sol, des de la seva formació fins a la fase de gegant vermella i la transformació final en una nana blanca. European Southern Observatory

ESO – Artist's animation of the Sun becoming a red giant

Vídeo que representa l'expansió futura del Sol i com afectarà els planetes interiors del sistema solar. European Southern Observatory

• No habíamos previsto que el Sol pudiera hacer esto