El Sol: la nostra estrella

Àlex Perera

aperera@gmail.com

Associació Astronòmica AstroAltafulla

April 11, 2026

Una estrella, el nostre Sol

Comencem per posar-nos en context

El Sol és, per a nosaltres, l’estrella: tan propera que ens escalfa, tan enorme que conté el 99,86% de tota la massa del sistema solar, i tan antiga que existia molt abans que aparegués qualsevol forma de vida a la Terra.

Objectius de la xerrada

1. Entendre com es va formar el Sol i quant de temps li queda
2. Descobrir la física que el fa brillar
3. Explorar la seva estructura i el seu espectre
4. Comprendre la relació Sol–Terra–Vida

El Sol en llum visible contínua (SDO/HMI, NASA)

Introducció general. Apuntar que el Sol és una estrella “normal” de tipus G, i que estudiar-lo és estudiar milers de milions d’estrelles similars.

Quant és de lluny el Sol?

📏 149.597.870 km Distància mitjana Terra–Sol · 1 Unitat Astronòmica (UA)

💡 8 min 20 s Temps que tarda la llum a arribar-nos del Sol

Variació al llarg de l’any

L’òrbita de la Terra és el·líptica: la distància va de 147 M km (perihelio, gener) a 152 M km (afelio, juliol). Aquesta diferència no causa les estacions — les estacions vénen de la inclinació de l’eix terrestre.

Si poguéssim conduir fins al Sol a 120 km/h tardaríem 142 anys sense parar.

Escala de mides

Objecte	Diàmetre	En relació al Sol
Sol	1.392.000 km	1×
Júpiter	139.820 km	~10× menor
Terra	12.742 km	109× menor
Lluna	3.474 km	400× menor

Truc mental

Si el Sol fos una pilota de bàsquet (24 cm), la Terra seria una boleta de vidre d’uns 2 mm, a uns 26 metres de distància.

Comparació de mides: Sol, Júpiter i Terra a escala (NASA)

Formació i edat del Sol

D’on ve el Sol?

El Sol va néixer fa ~4.600 milions d’anys a partir d’un núvol de gas i pols

Quatre etapes principals:

1. Col·lapse gravitacional d’un núvol molecular (~65 anys-llum de diàmetre)
2. Formació del protosol al centre — temperatura puja a milions de K
3. Acreció de material; el disc protoplanetari formarà els planetes
4. Ignició de la fusió nuclear — el Sol s’estabilitza a la seqüència principal

Note

Una supernova propera probablement va desencadenar el col·lapse del núvol. La prova: meteorits primitius contenen alumini-26, un isòtop que només les supernoves produeixen.

−4.600 M·a
Nebulosa en col·lapse

↓

−4.568 M·a
Protosol format

↓

−4.560 M·a
Ignició nuclear

↓

Avui
Meitat de la seva vida

La línia del temps del Sol

−4.600 M·a
Nebulosa solar

−4.560 M·a
Ignició nuclear

−3.800 M·a
Primers organismes
a la Terra

Ara
Seqüència principal
(meitat de vida)

+5.000 M·a
Gegant vermella
(engolirà la Terra?)

+5.400 M·a
Nana blanca
+ nèbula planetària

Som a mig camí

El Sol porta ~4.600 milions d’anys brillant i li queden ~5.000 milions més a la seqüència principal. Cinc mil milions d’anys és l’edat actual de l’Univers observable.

El futur del Sol

Quan el Sol esgoti l’hidrogen al nucli, deixarà de poder aguantar el seu propi pes i s’inflarà fins a 200× la seva mida actual:

Fase	Temps restant	Conseqüència
Gegant vermella	+5.000 M·a	Engoleix Mercuri i Venus
Pols helials	+5.400 M·a	Expansió màxima (~1 UA)
Nèbula planetària	+5.500 M·a	Capes externes expulsades
Nana blanca	+5.500 M·a	Nucli de la mida de la Terra
Nana negra	+∞ (hipotètic)	Refredament total

Perspectiva

La Terra podria ser engolida o, si no, quedarà sense atmosfera i oceans a mesura que el Sol s’escalfi (+10% cada 1.000 M·a).

La vida complexa a la Terra té uns 800 M d’anys de marge abans que la calor solar la faci impossible.

Però tranquils: queden 5.000 milions d’anys — prou temps!

Massa, dimensions i estructura interna

La massa i les dimensions del Sol

⚖️ 1,989 × 10³⁰ kg Massa — 99,86% del Sistema Solar

🌍 333.000 × la massa terrestre

📐 1.392.000 km de diàmetre = 109 Terres de banda a banda

🌊 1,41 g/cm³ Densitat mitjana (menys que moltes roques!)

⬇️ 150 g/cm³ Densitat al nucli (15× el plom)

🔽 274 m/s² Gravetat superficial (28× la de la Terra)

La densitat mitjana baixa ve del fet que és un gas molt extens. Però el nucli és increïblement dens — 150 g/cm³ és 15 vegades la densitat del plom.

L’estructura interna del Sol

Capes del Sol

Capa	Radi (%)	Temperatura
Nucli	0–25%	15.000.000 K
Zona radiativa	25–70%	7.000.000 K
Tacoclina	~70%	zona de cissalla
Zona convectiva	70–100%	2.000.000→5.778 K
Fotosfera	superfície	5.778 K
Cromosfera	+2.000 km	6.000–20.000 K
Corona	+milions km	1–3.000.000 K ⚠️

El misteriós escalfament de la corona

La paradoxa de la corona

La fotosfera és a ~5.778 K. La corona, molt més lluny del nucli, arriba a 1–3 milions de K.

Amb la termodinàmica clàssica, la temperatura hauria de baixar amb la distància a la font de calor. Però al Sol passa el contrari.

Causes candidates (encara debatudes):

• Reconexió de línies de camp magnètic
• Ones d’Alfvén (ones de plasma)
• Escalfament per nanoflares

Temperatura vs. distància

Nucli

15.000.000 K

Fotosfera

5.778 K

↑ PUJA!

⚠ comportament inesperat

Corona

1.000.000 K

La física del Sol: fusió nuclear

Energia sense combustió

El Sol no crema res en sentit químic. La seva energia prové de la fusió nuclear d’hidrogen en heli al nucli.

\[4\,{}^{1}_{1}\text{H} \;\longrightarrow\; {}^{4}_{2}\text{He} + 2\,e^+ + 2\,\nu_e + \gamma\]

La massa de l’heli produït és 0,7% menor que la dels quatre protons inicials. Aquesta diferència de massa es converteix en energia pura:

\[E = \Delta m \cdot c^2\]

⚛️ 620.000.000 t/s Tones d'H convertides en He cada segon

⚡ 4.000.000 t/s Massa convertida en energia pura (E=mc²)

Potència total: 3,8 × 10²⁶ watts

Tota la humanitat produeix ~2 × 10¹³ W. El Sol és 19 bilions de vegades més potent.

La cadena protó–protó (pp)

El mecanisme dominant (>99%) és la cadena pp — tres passos successius:

Pas 1

p + p → ²H + e⁺ + νₑ

Dos protons es fusionen formant deuteri. Requereix la desintegració beta — un procés improbable que fa el Sol durar milers de milions d'anys.

Pas 2

²H + p → ³He + γ

Deuteri + protó → heli-3 + un fotó gamma. Molt més ràpid que el Pas 1.

Pas 3

³He + ³He → ⁴He + 2p

Dos helí-3 es fusionen en heli-4 definitiu, alliberant 2 protons per repetir el cicle.

Note

El Pas 1 és tan poc probable que un protó individual tarda en mitjana ~9.000 milions d’anys a fusionar-se. Aquesta lentitud és la que garanteix que el Sol tingui una vida de milers de milions d’anys, no milers.

El viatge d’un fotó des del nucli

🔀 ~100.000 anys Temps del nucli a la fotosfera (camí aleatori)

🌍 8 min 20 s De la fotosfera a la Terra (línea recta)

Camí d'un fotó ☀

Els fotons al nucli fan un camí aleatori (random walk): es creen, s’absorbeixen i s’emeten milions de vegades a cada pas, recorrent una distància efectiva molt petita.

La llum que veus ara va ser creada al nucli del Sol en temps dels neandertals.

Els neutrins: missatgers del nucli

A diferència dels fotons, els neutrins escapen del nucli gairebé a la velocitat de la llum, sense interaccionar quasi amb la matèria.

👁️ 65.000.000.000 neutrins/cm²/s Flux de neutrins solars que travessen la teva mà en aquest moment

El problema dels neutrins solars (1960s–2001)

Els experiments detectaven només 1/3 dels neutrins esperats. Tres opcions: a) els models del Sol eren erronis, b) els experiments fallaven, o c) els neutrins canviaven de sabor durant el trajecte.

Solució (2001, SNO Observatory): els neutrins oscil·len entre tres sabors (electró, muó, tau) — i això implica que tenen massa. 👉 Premi Nobel de Física 2015 (Arthur McDonald i Takaaki Kajita).

L’espectre solar

El Sol emet en tot l’espectre

La fotosfera emet com un cos negre a 5.778 K. L’espectre resultant:

UV <380 nm — ~9% de l'energia

Visible 380–750 nm — ~41%

IR >750 nm — ~50%

El pic d’emissió es troba a ~502 nm (verd), però el Sol el veiem groc-blanc perquè el nostre ull integra totes les longituds d’ona.

Per què el Sol sembla groc des de la Terra?

L’atmosfera terrestre dispersa més la llum blava (efecte Rayleigh) quan el Sol és baix a l’horitzó. Al migdia i des de l’espai, el Sol és blanc.

Les estrelles blaves (Rigel, Sírius) són més calentes; les vermelles (Betelgeuse) més fredes.

La llei de Wien i el color de les estrelles

La temperatura d’una estrella determina el seu color. La llei de Wien ho expressa matemàticament:

\[\lambda_{\max} = \frac{b}{T} = \frac{2{,}898 \times 10^{-3}\,\text{m·K}}{T}\]

Per al Sol (\(T = 5.778\,\text{K}\)): \[\lambda_{\max} = \frac{2{,}898 \times 10^{-3}}{5778} \approx 502\,\text{nm} \quad\text{(verd)}\]

Blau

>25.000 K

Rigel, Spica

Blanc

~10.000 K

Vega, Sírius

☀ Groc

~6.000 K

Sol, α Centauri A

Taronja

~4.500 K

Aldebaran, Arturo

Vermell

<3.500 K

Betelgeuse

Wilhelm Wien — el color de les estrelles

Wilhelm Wien (1864–1928)

Wilhelm Wien (1864–1928)

Físic alemany que va formular la llei de desplaçament de Wien (1893), que relaciona la temperatura d’un cos negre amb la longitud d’ona del pic d’emissió.

Fets clau:

• Premi Nobel de Física 1911 per la seva llei del cos negre
• Va treballar amb Helmholtz a Berlín
• Va contribuir al debat sobre la radiació del cos negre que va portar a la mecànica quàntica (Planck, 1900)
• Va proposar que els raigs còsmics podrien tenir origen solar

“La naturalesa és simple; la nostra comprensió, complicada.”

L’espectre solar interactiu — Línies de Fraunhofer

Explicar que les línies fosques provenen de l’absorció selectiva d’àtoms a la cromosfera. Cada element té una “empremta digital” única. Fraunhofer les va catalogar sense saber-ne la causa.

Joseph von Fraunhofer — l’empremta dels àtoms

Joseph von Fraunhofer (1787–1826)

Joseph von Fraunhofer (1787–1826)

Òptic i físic alemany d’origen humil (fill d’un vidrier). Va créixer en condicions d’extrema pobresa i va quedar orfe als 11 anys.

Descobertes fonamentals:

• Va catalogar 574 línies d’absorció a l’espectre solar (1814–1817)
• Va inventar l’espectroscopi de difracció modern
• Va fabricar alguns dels millors vidres òptics del seu temps
• Les línies reben el seu nom en el seu honor

Note

Fraunhofer no va saber mai a quin element corresponia cada línia — les va catalogar purament com a fenomen òptic. Gustav Kirchhoff i Robert Bunsen van descobrir la connexió amb els elements el 1859, 33 anys després de la mort de Fraunhofer.

La llei de Stefan-Boltzmann

La lluminositat total del Sol s’obté integrací de la corba de Planck:

\[L_\odot = 4\pi R_\odot^2 \cdot \sigma \cdot T_{\text{eff}}^4 \qquad \sigma = 5{,}67 \times 10^{-8}\,\text{W m}^{-2}\text{K}^{-4}\]

⚡ 3,828 × 10²⁶ W Lluminositat solar (1 L☉) — potència emesa en totes les direccions

Quin % arriba a la Terra?

La Terra intercepta una rodanxa d’àrea \(\pi R_\oplus^2\) d’una esfera de radi 1 UA. La fracció és \(\sim 4{,}5 \times 10^{-10}\) de la lluminositat total, és a dir: 1.361 W/m² (la constant solar).

La T⁴ fa la diferència

Si la T del Sol fos el doble (11.556 K):

L = 2⁴ × L☉ = 16× més lluminós

Si la T fos la meitat (2.889 K):

L = (1/2)⁴ × L☉ = 1/16 menys lluminós

Per això les gegants blaves estan 10.000× sobre la seqüència principal

Josef Stefan & Ludwig Boltzmann

Josef Stefan (1835–1893)

Josef Stefan (1835–1893) i Ludwig Boltzmann (1844–1906)

Stefan va establir experimentalment (1879) que la potència emesa per un cos negre és proporcional a \(T^4\).

Boltzmann, el seu alumne més brillant, va demostrar teòricament (1884) per què la quarta potència a partir de les equacions de Maxwell.

Tragèdia de Boltzmann: Va dedicar la vida a defensar l’existència dels àtoms (negada per molts físics de l’època) i l’estadística molecular. Deprimit per l’hostilitat de la comunitat científica, es va suïcidar el 1906 — just quan les proves definitives dels àtoms arribaven (Einstein, 1905).

Avui, la constant de Boltzmann \(k_B = 1{,}381 \times 10^{-23}\) J/K porta el seu nom i apareix a totes les lleis de la termodinàmica.

L’atmosfera solar i l’activitat

La fotosfera: granulació solar

Granulació solar en alta resolució — cada cel·la té ~1.000 km de diàmetre (Wikimedia/NSO)

La granulació revela els corrents de convecció sota la fotosfera:

Centre clar: plasma calent puja (5.800 K)

Vores fosques: plasma fred baixa (5.300 K)

Durada: 8–10 minuts per granula

~**5 milions** de granules simultànies

Note

Existeixen supergranules (~35.000 km) amb durada de ~1 dia, i megagranules (~200.000 km). Tota la superficie del Sol és un fluid en ebullició convectiva permanent.

Taques solars

Les taques solars són regions amb camps magnètics intensos (fins a 4.000 gauss) que inhibeixen la convecció local, fent-les 2.000 K més fredes que l’entorn i per tant més fosques.

Característica	Valor
Temperatura umbra	3.500–4.000 K
Camp magnètic	1.500–4.000 gauss
Cicle d'activitat	~11 anys (Schwabe)
Cicle magnètic complet	~22 anys (Hale)
Màxim actual	Cicle 25 (2024–2025)

Cicle solar — nombre de taques (1750–actualitat)

Mínim de Maunder (1645–1715)

Durant 70 anys gairebé no hi va haver taques solars. Coincideix amb la Petita Edat de Gel a Europa. Relació causal incerta però objecte d’estudi actiu.

Heinrich Schwabe — el cicle solar

Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875)

Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875)

Farmacèutic i aficionat a l’astronomia alemany. Va observar el Sol gairebé cada dia clar durant 17 anys (1826–1843) per intentar descobrir un planeta entre el Sol i Mercuri (“Vulcà”).

No va trobar cap planeta, però el 1843 va publicar el que buscava sense saber-ho: el cicle de taques solars d’11 anys.

Perseverança i fortuna

Al principi ningú va fer cas de la seva descoberta. Va ser Alexander von Humboldt qui va incloure les dades de Schwabe al seu Cosmos (1845), donant-li difusió mundial.

La seva història és un exemple de com la ciència aficionada rigorosa pot produir descobertes fonamentals.

Erupcions, CMEs i vent solar

Erupcions solars (solar flares): Alliberaments sobtats d’energia magnètica — equivalent a bilions de bombes H en 10–30 minuts.

Eyeccions de massa coronal (CME): Núvols de plasma de \(10^{12}\) kg llançats a 1.000–3.000 km/s cap a l’espai interplanetari.

Vent solar (continu): Flux permanent de partícules (p⁺, e⁻, He²⁺) a 400–800 km/s. Configura l’heliosfera — la bombolla magnètica del Sol.

Efectes a la Terra

• Aurores boreals/australs (partícules + camp magnètic terrestre)
• Tempestes geomagnètiques → apagades elèctriques
• Risc per a satèl·lits i astronautes (radiació)
• Interferències en GPS i comunicacions de ràdio

Richard Carrington — la primera erupció solar documentada

Richard C. Carrington (1826–1875)

Richard Christopher Carrington (1826–1875)

Astrònom amateur britànic. El 1 de setembre de 1859, mentre dibuixava taques solars al seu observatori privat, va ser el primer a observar una erupció solar a simple vista: dues patches blanquinoses que van brillar i van desaparèixer en menys de 5 minuts.

L’Esdeveniment Carrington (1859):

• Menys de 18 hores després → la CME va arribar a la Terra
• Tempesta geomagnètica de nivell G5 (màxim)
• Aurores boreals visibles des de Cuba i Hawai
• Línies telegràfiques van calar foc; operadors van rebre descàrregues
• Els telègrafs van funcionar sense bateria, alimentats pel camp magnètic!

Warning

Si un Carrington passés avui, les pèrdues es podrien estimar en 1–2 bilions de dòlars en infraestructura. Els satèl·lits GPS, les xarxes elèctriques i internet serien afectats globalment.

El Sol i la vida

La constant solar

☀️ 1.361 W/m² Constant solar — irradiació a la part superior de l'atmosfera terrestre

Balanç energètic a la Terra:

~30% reflectida (albedo — núvols, gel, superfícies)

~23% mou l'atmosfera i els oceans (cicle de l'aigua)

~0,02% captada per la fotosíntesi

~47% absorbida com a calor (superfícies, oceans)

Zona habitable del Sol

La zona on l’aigua pot existir líquida s’estén de:

• 0,95 UA (límit interior — Venus a 0,72 UA: massa calent)
• 1,37 UA (límit exterior — Mart a 1,52 UA: al límit)

La Terra a 1 UA és l’exemple perfecte d’un planeta en zona habitable.

Eugene Parker — el vent solar

Eugene N. Parker (1927–2022)

Eugene N. Parker (1927–2022)

Físic americà de la Universitat de Chicago. El 1958 va proposar l’existència del vent solar — un flux continu de plasma del Sol cap a l’espai — en un article que els revisors van rebutjar per “físicament impossible”.

Note

Suborn Chandrasekhar, editor d’The Astrophysical Journal (i futur Nobel), va acceptar publicar l’article malgrat el rebuig dels revisors.

Dos anys més tard, la sonda Mariner 2 (1962) va confirmar experimentalment el vent solar.

Reconeixement tardà: - El Parker Solar Probe (NASA, 2018) porta el seu nom — el primer cop que NASA bauteja una missió en vida d’un científic - El 2022, Parker va morir als 94 anys, veient la seva teoria confirmada molt millor que mai

Observació solar segura i missions actives

⚠ Mai sense filtre!

Uns pocs segons d’observació solar sense filtre adequat poden causar ceguesa permanent i irreversible. Sempre useu filtres homologats (Baader AstroSolar ND 5.0 o equivalent) col·locats davant de l’objectiu.

Com observar el Sol de forma segura:

• Filtre solar certificat (davant l’objectiu — mai al costat de l’ull)
• Projecció sobre pantalla blanca (mètode “camera obscura”)
• Telescopi Hα (Coronado, Lunt) — veu prominències en vermell
• En línia: SDO/NASA en temps real (gratuït, en directe)

Missions espacials solars actives (2024):

Missió	Agència	Des de	Especialitat
Parker Solar Probe	NASA	2018	Volada pròxima
Solar Orbiter	ESA/NASA	2020	Pols solars
SDO	NASA	2010	Imatge contínua
SOHO	ESA/NASA	1995	Vent solar / coronogràfic
DKIST	NSO	2020	Màxima resolució terra

Resum i preguntes

El Sol en xifres clau

Paràmetre	Valor
Edat	4.603 × 10⁶ anys
Vida restant (seq. principal)	~5.000 × 10⁶ anys
Massa	1,989 × 10³⁰ kg
Radi	696.340 km (109 × Terra)
Lluminositat	3,828 × 10²⁶ W
Temperatura efectiva	5.778 K

Paràmetre	Valor
Temperatura nucli	~15 × 10⁶ K
Temperatura corona	1–3 × 10⁶ K
Distància a la Terra	1 UA = 149.597.870 km
Composició (massa)	H 71%, He 27%, +2%
Rotació (equador)	~25 dies (diferencial)
Cicle d'activitat	~11 anys

☀

Gràcies per la vostra atenció

Preguntes?

---

AstroAltafulla — astroaltafulla.org

Observació solar, astrofotografia, xerrades divulgatives i molt més a Altafulla