Geografia unibertsala»Geografia

Eguzkia

Eguzkia da, bere hurbiltasuna dela medio, ondoen ezagutzen dugun izarra. Ia 1.400.000 kilometroko diametroko esfera eskerga bat da.

Horregatik, nahiz eta Lurretik 150 milioi kilometrotara aurkitzen den, gure planetan bizia izateko adina argi eta bero heltzen zaigu handik.

Orobat, Eguzkia da Lurrean gertatzen diren meteoro gehienen, hala nola lurruntzearen, haizeen, itsasaldien, fronteen, etab.-en eragilea.

Haren masa 2x10 30 kg-koa da, hau da, bi mila milioi mila milioi mila milioi tona.Eguzkia gure galaxiaren bi beso espiralen artean kokatuta dago, galaxiaren erdigunetik 30 mila inguru argi urtera; 25 egun behar ditu bere ardatzari buruz itzuli bat egiteko.

Hau da Eguzkiaren osaketa: %90 hidrogeno eta %10 helio gutxi gorabehera, eta beste gai bakun astunagoen hondarren batzuk.

Bere barnealdea opakoa du irradentzat; haren azterketak erakusten digunez, beste izarrena bezalakoa da hura oro har.

Nolanahi ere, Eguzkian, beste izarretan ez bezala, 500 km 2 baino gutxiagoko eremuen behaketa egin daiteke. Hortaz, saio fisikoak egiteko berebiziko laborategia da guretzat Eguzkia; Lurrean ezinezko diren baldintzen pean azter daiteke materia han ioituaren jokabidea.Eguzkiak barne mekanismoak ditu energia konbekzioz garraiatzeko, eta hori da haren atmosferaren baretasunaren arrazoia.

Haren gune aktiboek azaltzen dutenez, maiz aldatzen diren eremu magnetikoek egituratzen dituzte Eguzkiaren kanpoko geruzak; eremu magnetiko horiek 11 urteko zikloen arabera aldatzen dituzte balio absolutuak.

Eguzkiaren izatasunari eta jokabideari buruz duten ezagueraren ondorioz, astronomoak saiatu dira ikertzen ea beste izar batzuek baduten eremu magnetikorik eta aktibotasun ziklorik, eta orobat saiatu dira haien biratze indarra neurtzen.

Denbora luzean zehar gizakiak kezkatuak ibili dira Eguzkiaren izaera ezagutu nahian, beren buruari galdetuz ea benetan ote zensutan zegoen gorputz bat. Antzin Aroan eta Erdi Aroan Eguzkia ez zen ia ezagutzen.

Azterketa zientifikoa ez zen XIX. mendea arte hasi: orduan hasi ziren interpretatzen eguzki argiaren espektroa, hasi ziren argitasunaren bidez kalkulatzen gainaldeko tenperatura, eta hasi ziren orobat neurtzen batez besteko dentsitatearen zenbatekoa.

XIX. mendean, termodinamikaren printzipioen finkatzaileetako batek, Helmhotz zientzialariak, uzkurtzearen teoria formulatu zuen. Teoria horren arabera, uzkurtzen den gas oro berotu egiten da, eta hortaz, Eguzkia egoera horretan aurki zitekeen. Kalkuluaren arabera onar badaiteke ere milioika urte irauten ahal duen uzkurtze bidezko berotze bat, geologoen denbora eskalaren arabera adin handiagoa izan behar luke Eguzkiak, milaka milioi urtekoa hain zuzen.

1930 inguruan, Bethe eta Weiszäckerek Eguzkiaren «erretze»-a azaltzeko gauza zen fusio termonuklearrezko prozesu baten alderdi teorikoa ondu zuten. Gaur egun aski ongi ezagutzen da prozesu hori, gizakiak hidrogeno bonbaren bidez eragin dezakeenaren antzekoa baita, eta gainera energia ekoizteko erarik errazena, garbiena eta iraunkorrena bihur baitaiteke berehala datorren hurrengo milurtekoan.

Teknikoki, fusioa erreakzio nuklearra da, energia asko askatuz hidrogenoa helio bihurtzen duena. Eguzkiaren barnean, 600 milioi tona hidrogeno bihurtzen dira helio segundo oro, eta energia bilakatzen dira 4,5 milioi tona materia. Zifra horiek ikusita, burura etor dakioke norbaiti Eguzkia berehala ahituko dela; baina ez da horrelakorik, zeren hain du handia masa, non 4.500 urte inguru baitarama hidrogenoa erretzen, eta bai baitu oraindik gutxienez beste horrenbeste urtez erretzeko behar adina erregai.

Erreakzio nuklearren fasea bukatzen denean, gunearen grabitate uzkurtzea gertatuko da, eta aldi berean kanpoaldeko geruzen dilatatzea. Eguzkia masa gorri eskerga bihurtuko da, Lurraren orbitara helduko dena, eta Lurra, 2.000 °C-ko tenperaturako galda labe handi bat bilakatuko da.

Eguzkiaren gunearen uzkurtzeak jarraituko du, 20.000 km-ko diametroko gauzaki hotz, dentso (ura baino 100.000 aldiz dentsoago), andeatu eta trinko bat bihurtu arte.

Eguzkiaren egitura

Nolakotasun fisiko-kimiko jakinen arabera defini daitezkeen geruza zentrokidezko sail batek osatzen du Eguzkia, gunetik koroara.

Geruzen arteko mugak lausoak dira, era mailakatuan gertatzen baita geruza batetik besterako iragaitza.

Alderik barneena, hots, gunea, fusio termonuklerreazko erreakzioen ondoriozeguzki energia sortzen den alderdia da. 15 milioi gradu inguruko tenperaturak daude han. Gunearen gain-gainean dauden geruzetan irraden bidez transmititzen da erdialde hartan sortu den energia; kanpoko alde edo konbekzio eremuan, aldiz, energia konbekzioz transmititzen da.

Eguzkia orain dela 5 mila milioi urte izarrarteko gasezko hodei baten grabitate uzkurtzez eratu zela hartzen bada abiapuntutzat, eta gero arian-arian berotuz joan zela gunearen barruan hidrogeno atomoen fusio erreakzioak agertu ziren arte, baiezta daiteke «erretze» hori dela, ziur aski, Eguzkiak igorririko energia kopuru erraldoiaren etorkia. Hasieran gamma izpien eran sortzen da energia hori gunean, non, esan dugunez, tenperatura 15 milioi gradukoa baita, eta dentsitatea 158 aldiz urarena; gero, kanpoaldeko geruzetara hedatuz doa geldiro-geldiro 10 milioi urtez, fotoiak beren energia galdu eta gainaldera ikusgai ateratzen diren bitartean.

Erradiazioa ez da energia igortzeko mekanismo bakarra, konbekzio bidezko energia garraioa baitago barnealdetik kanpoaldeko geruzetara. Hori egiaztatzen dute atmosferaren oszilazioak eta han hedatzen diren uhinak, eta orobat Eguzkitiko haizeak, hots, Eguzkitik planeta arteko espaziora ihes egiten duten zatikien jario etengabeak.

Konbekzio eskualdearen gainean kanpoaldeko geruzak daude, zuzenean beha daitezkeen bakarrak. Geruza horiek fotosfera, kanpoaldeko mugatzat Eguzkiaren gainalde ikusgaia duena, eta kromosfera eta koroa dira, eguzki atmosfera esaten zaiona osatzen dutenak.

Fotosfera

Argi ikusgaia, fotosfera deritzan geruza mehe, 300-400 km bitarteko loditasuna duen batek irradiatzen du. Geruza horretan bataz besteko tenperatura 5.800 °K-koa da, baina kanpoalderantz irten ahala tenperatura horiek apalagoak dira. Hortaz, konbekzio eskualdearen eraginez fotosferaren oinaldeak 9.000 °K-eko tenperatura aski aldagaitza atxikitzen duelarik, goialdea bataz besteko 5.800 °K-eko tenperaturetara hozten da. Kromosferarekiko mugan 4.300 °K-etaraino jaisten da tenperatura.

Esan dugunez, fotosfera da begi hutsez ikus daitekeen Eguzkiaren «gainazala». Orban asko aurkitzen dira sakabanaturik haren gainean; orbanek fakulak ?hots, puntu ezin gehiago distiratsuak? inguratzen dituzte. Eguzkiaren azala tantatzen dutela diruditen orban eta fakula horiek ingurukoak baino eskualde hotzagoei (4.500 °K-ekoei) edo beroagoei (7.000 °K-ekoei) dagozkie hurrenez hurren, eta eremu magnetikoaren kontzentratze handia dute ezaugarri.

Konbekzio zelulen azaleratzea da hori, inondik ere. Orbanen tamaina Lurraren neurriaren heinekoa ere izan daiteke. Beren interesagatik zehatzago aztertuko dira hemen.

Eguzki orbanak eta Eguzkiaren jarduera

Ziur aski, eguzki orbanak dira fotosferaren ezaugarri bereziena. Gorago esan denez, inguruko alderdiena baino tenperatura gutxiagoko eskualdeak dira, ilunagoak agertzen direnak beraz. Eguzkiaren jarduera ziklo baten hasieran eratzen dira, 30°-ko latitudeetatik hurbileko aldeetan. Zikloa aurrera joan ahala beheratuz doaz, eta ekuatorearen inguruan erabat desagertzen dira.

Eguzkiaren jardueraren adierazle gisa erabiltzen da Eguzki orbanen kopurua: zenbat ere orban gehiago egon, hainbat handiagoa Eguzkiaren jarduera. Eguzki osoan eginiko behaketetan oinarri harturik,Zuricheko astronomia behatokiak, 1750- 1980 bitartean, egunero kalkulatu du eguzki orbanen kopurua, horrelako besterik ez bezalako denbora saila osatzeraino. 1980.. rtean lana eten egin zen, finantzatze arazoak zirela eta. Nolanahi ere, metaturiko datuei eskerrak badakigu hamaika urte inguruko ziklotan gauzatzen dela Eguzkiaren jarduera.

Duela gutxi aurkitu denez, 11 urtero bi hemisferioen polaritate aldaketa eragiten duen 22 urteko ziklo magnetiko bati zor zaio periodo hori. Hortaz, eguzki jarduera ziklikoa da eta eremu magnetikoen bilakaerak antolatzen du, halako eraz non gehienekoaren garaian, 11 urteoro, orban kopuru handia baitago eskualde aktiboetan bildua.

Orban horiek erupzio edo irtenguneen oinarria dira askotan; horietako zenbait Eguzkiaren gainaldetik 100.000 kilometrotaraino goititzen dira.

Erupzio bat izaten denean, energia askatze izugarria gertatzen da; energia hori korronte magnetiko eta elektrikoen eran metatua aurkitzen da, bat-batean ez egonkor bihurtu den antolaketa batean.

Horrek guztiak plasmaren (materia ioituaren) berotzea eta azaleratzea eragiten du, eta orobat indar lerroen topologiaren berritxuratze osoa.

Gertatzen diren erupzio eskergek Eguzki haizeak daramatzan milaka zatiki igortzen dituzte planeta arteko espaziora, eta horiek,Lurra iristen dutenean, bestelakotu dezakete atmosferaren goiko geruza, eta orobat sortu ipar edo hego argien gertakaria, Lurraren eremu magnetikoak harrapaturiko zatiki ioituek eraginak direnak.

Irtenguneen askatzea gauzakiaren lurruntze lasterrez edota are materia jaurtitzez azaltzen dira.

Eguzki jarduera eta zikloa erlazionaturik daude zatiki kargatuen ondoriozko korronte elektrikoek konbekzio eskualdean sortzen duten eremu magnetikoa eratzeko mekanismoekin: hori da dinamo efekto ezaguna.

Periodo magnetikoa 22 urtekoa izatea, eremuak sortzen duen konbekzioaren, eta ekuatorean poloetan baino zerbait lasterragoa den gainaldeko geruzen errotazio diferentzialaren elkar eragitetik dator. Horrek guztiak etengabe desitxuratzen eta luzatzen ditu indar lerroak, eta horiek polarizatuak gertatzen dira higitzen ari den ingurunean.

Hortaz, oraindik erabat ulertzen ez diren gertakari magnetiko konplexuen ondorioa dira Eguzki orbanak.

Eguzki jarduera zikliko honetan, 1989- 1990 urteei gehienekoa egokitu zaie, eta gutxienekoa1996-1997 urteei; 2000-2001 urteei gehienekoa egokituko zaie berriro.

Amaitzeko, esan behar da jarduera honek ez duela ia eraginik Eguzkiak igortzen duen energia kopuruan ?hots, eguzki konstantean? eta fotosferaren gaineko banaketan soilik nabaritzen dela.

Kromosfera

Fotosferaren inguruan gas geruza bat dago, kromosfera deritzana, 2.500 km lodia, Eguzki eklipse osoa gertatzen denean, edo teleskopioan ezartzen den disko opako baten bidez eklipse gisako efektua eragiten denean, orduan baizik ikus ezin daitekeena.

Koroa gorrixka distiratsu baten eran agertzen da orduan kromosfera.

Bata bestearen gainean kokatzen diren tamaina desberdineko konbekzio zelulek nabariarazten dute geruza horien azpian datzan konbekzioa: zilindrikoak (200.000 km), superpikortatuak (30.000 km), erdipikortatuak (5.000 km) eta pikortatuak (1.000 km).

Kromosferaren ezaugarria da 8.000 inguru km-tara dagoen kanpo mugara hurbildu ahala, hartan gertatzen den dentsitatearen gutxitze lasterra. Tenperatura, aldiz, 4.300 °K-etatik ia 100.000 °K-etara goratzen da. Kromosferan dauden gai bakunek uhin luzera jakin batzuk xurgatzen dituzte; horida eguzki espektroan agertzen diren Fraunhoferren marra deriztenen zergatikoa.

Kromosferan gertatzen dira eguzki jardueraren agerpenik ikusgarrienak. «Irtengune» ohiko izenaren ordez, gaur «flareak» (sugarrak) ingeles hitzaz izendatzen dira. Ikusgarrienak; material gorizko erupzio eskergak dira, milaka kilometro luze direnak eta zatiki ioituzko kopuru handiak lastertasun handian kanpora igortzen dituztenak, minutu batzuetatik zenbait ordutara heda daitekeen epean.

Zatiki horiek orbita espiraletan higitzen dira planeta arteko eremu magnetikoan, eta 30 minututan hel daitezke Lurrera.

Beste kasu batzuetan irtenguneak ez dira hain bortitzak, egonkorragoak dira, eta zenbait egun eta baita aste ere irauten dute desegin aurretik.

Koroa

Eguzki atmosferaren eskualde kanpokoena da. Eguzkiaren disko ilundua inguratzenduen argi koroa zurixka gisa agertzen da eklipse osoetan. Zenbait milioi kilometro lodi bada ere, haren argitasuna, guztira, oso apala da, ilargi betearen argitasunaren erdia. Koroaren dentsitatea ere oso apala da: Lurraren atmosferarena baino 10 10 aldiz apalagoa. Koroaren tenperatura milioi bat gradukoa da. Tenperatura garai hori gorabehera, koroa ez dago 5.780 °K-ko tenperaturan dagoen fotosfera baino beroago.

Gorputz baten atomoen edo molekulen lastertasunaren neurri bat da tenperatura.

Printzipio honen arabera, koroaren kasuan oso garaia da lastertasun hori, eta hortaz, tenperatura ere garaia da. Hala ere, atomoen kopurua oso txikia denez, oso bero gutxi sortzen dute.

Koroaren alde barnekoenean irtenguneak daude, hots, kromosferako materialen igorpenak, eremu magnetikoek zuzenduak, eta 100.000 km baino gorago goititu daitezkeenak. Irtengune horien barnealdea distiratsua da, eta harizpi ilunen modura agertzen dira eguzki diskoaren gainean, kromosferaren gainetik.

Koroatik sortzen da eguzkitiko haizea, hots, planeta arteko espazioan segundoko 400 kilometroko lastertasunaz hedatzen den zatikien (protoien eta atomo guneen) jarioa, bere baitan eguzki eremu magnetikoa daramana.

Erupzioek modulatzen dute Eguzkitiko haizearen intentsitatea, eta Eguzkiaren jardueraren zikloaren arabera aldatzen da haize hori.

Esan beharra dago Eguzki «bare»-arentzat soilik balio duela geruza zentrokideko eguzki atmosfera eredu honek; izan ere, gaur dakigunez, Eguzki «aktiboak» (orban, harizpi, erupzio eta abarren aldeak) tenperatura erabat homogeneoko atmosfera du ezaugarri, soil-soil hemen irudikatu denak ez bezala.

Eguzkiaren behaketa egiten

Eguzkiak berotzen duen aire masaren turbulentzia saihesteko, astronomoek, 1925ean, zeleostatoa asmatu zuten, hots, Eguzkiaren argia ispilu baten bidez hartzeko tresna. Gailu horri eskerrak espektro marren analisi zehatza egin daiteke, eta horrela muga daitezke aztergaiaren zernolako fisikoak: lastertasun erradiala, eremu magnetikoa, tenperatura eta dentsitatea.

1970. urtea arte erabili zen baliabide hori bazterturik, ikusgailu berriek zuzenean begiratzen diote berriro zeruari.

Kanariar uharteetako europar behatoki berria, 2.400 m-ko garaieran dagoena, munduko tokirik egokienetakoa da eguzkiari begiratzeko. Hango tresnen bidez 250 kilometrorainoko esparruak bereiz daitezke Eguzkian.