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.
Al ser 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 Característiques
Tota la
matèria del Sol està en forma de
plasma degut a 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.
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 que els àtoms d'
hidrogen es transformen en
heli produint-se 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 com per a fusionar l'
heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint 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 a
Mercuri,
Venus i, possiblement, a la
Terra. Durant la seva etapa com 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 el que 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.
Observació
Arribarà un dia en què el Sol esgote tot l'hidrogen en la regió central al transformar-lo en heli, la pressió serà incapaç de sostenir les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estrella gegant roja. El diàmetre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que a l'esgotar-se l'hidrogen. D'esta manera el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, al 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 radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6000 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 la superfície i manifestar-se com a llum visible.
Zona convectiva
Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella 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 que la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva 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 freds establint-se corrents convectives. Així a uns 200.000 quilòmetres baix 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, que 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 esta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx l'heliosismologia.
