Izar baten disekzioa

Izarrak bizirik daudela esan daiteke, hein batean. Argiz, materiaz eta, oro har, prozesu oso energetikoz osatuta daude; naturatzat ezagutzen dugun guztia gure izarrak igorritako energiaren ondorengoa da, nolabait. Gaurkoan, ordea, Eguzkiari heldu eta gorpu bat bailitzan disekzionatuko dugu, haren bihotzetik hasi eta azaleraino. Bide honetan, lau eskualde bereiziko ditugu, haietan jazotzen diren prozesu ezberdinei erreparatuz.

Honakoak dira lau geruza nagusiak: nukleoa, erradiazio-geruza, konbekzio-geruza eta atmosfera; 1. irudian ikus ditzakegu eskematikoki adierazita, hasieratik ikuspegi integral bat eduki dezazuen. Beraz, has gaitezen pixkanaka!

1. Irudia: Eguzkiaren barnealdearen disekzioa. Zentroan nukleoa (core) dago, ondoren erradiazio-geruza (radiative zone) eta konbekzio-geruza (convection zone). Azaletik at, atmosfera (atmosphere). Eguzki-orbanak (sunspot) eta granulazioa (granulation) era irudikatzen dira. Irudia hemen aurki daiteke.

Nukleoa:

Erraietara joz, esferaren zentroan nukleoa topatzen dugu. Zonalde hau, Eguzki osoa bezalaxe, hidrogenoz eta helioz osatuta dago batik bat. Inguruan duen materia guztiak, grabitatearen eragina dela-eta, izarraren zentrorantz mugitzeko joera du. Presio ikaragarri horregatik, nukleoko plasma izugarri dentsoa eta beroa da. Izan ere, gure astroaren zentroan, dentsitatea urrearena halako 10 da (150 g/cm³), eta tenperatura 15 milioi gradukoa; pentsa dezakedan analogia oro motz geratzen da azken hori adierazteko.

Eta, grabitateak materia zentrorantz erakartzen badu, zergatik ez du kolapsatzen izarrak? Nukleoaren muturreko baldintzetan dago erantzuna. Hain dira handiak presioa, dentsitatea eta tenperatura, non protoiek (hau da, hidrogeno nukleoek) elkarren arteko indar alderatzailea (Coulomben indarra, elektrostatikoa) gainditzen duten. Prozesua azaltzeko kuantikaren erreinuan hondoraino sartu beharko genuke, baina, hitz gutxitan, aski dugu jakitea bi protoi nahikoa gerturatzen direnean, elkartu eta helio nukleo bat sortzen dutela interakzio bortitza dela-eta¹. Horixe da sarri aipatu ohi den fusio nuklearra, hain zuzen ere. Elkartuta dauden bi protoik masa txikiagoa dute aske eta independenteki mugitzen diren bik baino, eta, energiaren kontserbazioagatik², prozesuan energia altuko erradiazioa igortzen da. Informalki, fusioaren bidez energia sortu dela esan daiteke!

2. Irudia: Protoi-protoi (p-p I) katearen eskema. 4 hidrogeno nukleorekin hasita, bukaeran helio nukleo bat osatzen da, eta bidean neutrinoak eta erradiazioa igortzen dira. Eguzki-energiaren %86 sortzen du prozesu honek. Azken pausoaren (³He + ³He) ordez beste bide batzuk existitzen dira, p-p II eta p-p III kate deritzenak, baina denek helio nukleo bat sortzen dute bukaeran. Kate horiek energiaren %13 eta %0’1 sortzen dute, hurrenez hurren, gutxi gorabehera. Irudia hemen dago.

Beraz, nukleoko tenperatura eta dentsitate altuek hidrogenoa helio bihurtuz erradiazio-igorpena eragiten dute, Gamma- eta X-izpi gisa. Era berean, helio nukleoak ere konbina daitezke partikula handiagoak sortzeko, eta abar. Eratzen den argi hori da, bilioika talkaren ostean, Eguzkiko zentrotik gure begietaraino iristen dena, eta, bidean, izarraren kolapsoa ekiditen du. Asko sinplifikatu badugu ere, prozesu horri protoi-protoi (p-p) katea deritzo, eta eguzki-energiaren %99 sortzen du (zikloa eskematikoki erakusten da 2. irudian). Izar handiagoetan, beste ziklo konplexuagoak (CNO katea, esaterako) dira energia sorreraren erantzule nagusi. Horrekin guztiarekin, hidrogenoa Eguzkiaren erregaia dela esan dezakegu.

Hala, pixkanaka, hidrogenoa agortuz doa nukleoan, helio bilakatuz. Horrregatik, masaren %34 besterik ez da hidrogenoa izarraren zentroko eskualdean; %65 helioa da, eta gainontzeko elementu guztiak, %1. Nukleoan kanporantz goazelarik, tenperatura eta dentsitatea bizkor jaisten dira eta hidrogeno-portzentajea igo egiten da. Eguzkiaren erradioaren %25 bidaiatu dugunean, tenperatura ez da nahikoa altua protoiek elkarren arteko indar elektrostatikoa gaindi dezaten. Hemen fusioa gelditu egiten da, eta, definizioz, nukleoa amaitu.

Erradiazio-geruza:

Nukleoan sortutako energia altuko argiak kanporantz bidaiatzen du, eta plasmako partikulekin topo egiten du etengabe. Fusiorik ez badago ere, materiaren dentsitatea oso altua da zonalde sakon hauetan, eta fotoi (argi-partikula) bakoitzak milioika talka jasaten ditu segundoero. Pinball baten gisan imajina dezakegu: fotoiak pilotak lirateke analogia honetan eta elektroiak eta ioiak (materia, plasma), aldiz, errebote-gune finkoak. Hala ere, analogia orok mugak dituenez, fotoiek plasmari energia transmitituz ioiak mugiarazi egiten dituzte. Izan ere, bigarren eskualde honi erradiazio-geruza deritzo energiaren transmisioa, batik bat, argiaren bidez gauzatzen delako. Bertan, dinamika (mugimendua) erradiazioak bideratzen du.

3. Irudia: Eguzkiaren erradiazio-geruza, modu eskematikoan. Bertan, kanporanzko energia-transmisioa argiaren bidez ematen da, fotoiek etangabeko talkak jasaten dituztelarik plasmako partikulekin. Barneko esfera aurrez aipatutako nukleoa da. Irudi hau, eta beste eskualdeen eskematizazioa, hemen topa daitezke.

4. Irudia: Fotoiek Eguzkiaren zentroan sortzen direnetik ateratzen diren arte egin behar duten bidearen irudikatze eskematikoa. Plasmako partikulek etengabe xurgatu eta berriro igortzen dituzte fotoiak ausazko norabide batean. Hala, batez beste, milioi bat urte behar ditu fotoi indibidual batek Eguzkitik ateratzeko. Irudia hemen aurki daiteke.

Bitxikeria moduan, argiak gure izarra uzten duenean, 8 minutu besterik ez ditu behar Lurrera iristeko. Eta fotoiak beti abiadura berean mugitzen dira. Hala ere, pinball deitu dugun prozesu kaotiko³ hori dela-eta, non fotoiak noraezean dabiltzan talka etengabeak jasaten, fotoi indibidual batek milioi bat urte (!) behar ditu batez beste Eguzkiaren zentrotik azaleraino iristeko. 4. irudian eskematikoki ikus daitekeen legez, argi-partikulek egiten duten bidea, talkak direla-eta, lerro zuzenean egin beharko luketena baino askoz ere luzeagoa da.

Erradiazio-geruza gure izarraren erradioaren %25etik hasi eta %70era arte luzatzen da. Tarte horretan, tenperatura 7 milioi gradutik 2 milioira jaisten da, eta plasmaren dentsitatea urrearen berdina izatetik (20 g/cm³) urarena baino baxuagoa izatera heltzen da (0.2 g/cm³). 

Nukleoak eta erradiazio-eskualdeak solido zurrun bat bailiran biratzen dute, hau da, kanika batek bezala, biratze-abiadura berdinarekin puntu guztietan. Aldiz, hauen gainetik kokatzen den eskualdeak, konbekzio-geruzak, errotazio diferentziala erakusten du: poloen inguruan biraketa mantsoagoa da ekuatorean baino. Hori dela-eta, erradiazio-geruzaren amaieran “takoklina” deituriko trantsizio-geruza fin bat dago, zeina eguzki-dinamoaren erantzule eta eremu magnetikoaren sortzaile den (dinamoa aurreko artikuluan landu genuen).

Konbekzio-geruza:

Eguzkiko materia 2 milioi graduraino “hozten” denean, elementu pisutsuenen (karbonoa, nitrogenoa, burdina…) nukleoak elektroi batzuk lotuta mantentzeko gai dira, eta iada partikula denak ez daude guztiz ionizatuta. Horrek ihes egin nahi duten fotoiei are oztopo handiagoak ezartzen dizkie, pinballean errebote-gune zabalagoak kokatuko bagenitu bezala. Ondorioz, beroa eskualde txikietan metatzen da eta plasman burbuilak sortzen dira; ura kazolan irakiten legez. Haien ingurua baino tenperatura altuagoa duten burbuilek “flotatu” egiten dute, eta goranzko bideari ekiten diote. Igoeran, inguruko presioa gero eta txikiagoa da, eta burbuila zabalduz doan heinean (indar gutxiago eragiten zaiolako kanpotik) pixkanaka hoztu egiten da; teknikoki, zabalkuntza adiabatikoa deritzo prozesuari.

Zer gertatzen zaio ingurua baino hotzagoa den burbuilari? Bada, “erori” egiten dela, ostera konbekzio-geruzaren behealderantz. Prozesua 5. irudian adierazten da eskematikoki: bertan, geziek plasma burbuilek jarraitzen duten bidea markatzen dute. Horixe dugu konbekzioa!

5. Irudia: Eguzkiaren konbekzio-geruzaren adierazpen eskematikoa. Geziek plasmaren dinamika adierazten dute. Hemen, konbekzioa eraginkorragoa da energia kanpoalderantz garraiatzeko erradiazioa baino. Irudia hemen topa daiteke.

Plasmaren konbekzioa prozesu eraginkorragoa da energia azalerantz garraiatzeko etengabeko talkak jasaten dituen argia baino. Izan ere, burbuilek egunak (edo asteak) besterik ez dituzte behar konbekzio-geruzaren hondotik azaleraino heltzeko. Denbora-tarte hori estuki lotuta dago Eguzkiaren azalean behatzen diren granuluekin, eta baita eguzki-dinamoaren artikuluan aztertutako eguzki-orbanekin ere. Eguzkiaren azaleko behaketa bat 6. irudian dugu ikusgai: bertan, gelaxka distiratsuak (granuluak) goranzko mugimendua duten burbuila beroak dira eta, hauen artean ikusten ditugun filamentu ilunagoak (intergranuluak), aldiz, beheranzko joera duen plasma hotzagoa.

6. Irudia: Eguzkiaren azalaren behaketa bat. Bertan, granuluak (plasma beroa gorantz mugitzen) gelaxka distiratsuak dira eta intergranuluak (plasma hotza beherantz) horien arteko filamentu ilunagoak. Granuluek, gutxi gorabehera, 1500 km-ko zabalera dute. Goi-eskuinaldean eguzki-orban bat ikusten da. Behaketa Swedish Solar Telescope-ekin (SST) egin zen, Roque de los Muchachos (La Palma, Kanariar Uharteak) behatokian kokatutako instrumentua. NASA-ren webgunean dago ikusgai.

Konbekzio-geruza Eguzkiaren erradioaren %70etik azaleraino (%100eraino) luzatzen da. Goialdean, tenperatura labe industrial batean dagoenaren antzekoa da, 5.700ºC ingurukoa. Dentsitatea, aldiz, Lurreko atmosferak itsas mailan duena baino 10.000 aldiz baxuagoa da (0.0000002 gm/cm³), nukleoaren zentroan baino 1000 milioi bider txikiagoa! 

Atmosfera:

Izarraren azaleraino iritsita, hori al da dena? Bada, ez! Eguzkiaren azalari ematen diogun definizioa hurrengoa da: argiak plasma partikulekin azken talka jasateko probabilitate altua duen puntua, ondoren ihes egin eta espazioan zehar hedatzen delarik (eta batzuetan gure begietaraino heldu). Hala ere, Eguzkiaren zentrotik gehiago urruntzean, dentsitatea oso baxua bada ere, oraindik materia existitzen da. Beraz, fotoi batzuk xurgatu eta berriz ere igortzen dira, atmosfera deitzen dugun eskualdean. Izatez, atmosferaren baitan beste azpi-geruza batzuk definitzen dira, tenperaturak, dentsitateak eta eremu magnetikoak dituzten ezaugarrien arabera. Hala ere, hori beste baterako utziko dugu, gaurkoz nahikoa baita Eguzkiaren barneko eskualdeak aztertzea.

Amaitzeko, esan behar da izar guztiek ez dutela barne-egitura berdina: haien tamainaren arabera, fusio bidez sortutako erradiazio-kantitatea eta plasmaren ezaugarriak ezberdinak direnez, hemen aipatu ditugun geruzak modu anitzetan antolatzen dira. Izar txikienetan (0.3 eguzki-masa) ez dago erradiazio-geruzarik, nukleoa amaitzean azalearaino hedatzen den konbekzio-eskualde bat baizik. Bestalde, izar handietan (1.5 eguzki-masatik gora), horrenbeste energia sortzen da, non tenperatura altuegia den elementu pisutsuek elektroiak lot ditzaten, eta nukleoaren ostean erradiazio-geruza erraldoi bat besterik ez dago. 

Oin-oharrak:

¹: Interakzio bortitza naturaren oinarrizko lau indarretako bat da, elkarrekintza elektromagnetikoarekin, ahularekin eta grabitatearekin batera.

²: Energiaren kontserbazioa aipatzean, kontuan eduki behar da, E = mc² erlazioa dela-eta, masa duen partikula orok energia duela izatez. Erreakzio kuantiko batzuen bidez, partikulen pausaguneko masa argi (fotoi) bihurtu daiteke, eta alderantziz. Energia sortzen dela diogunean, finean, masa erradiazio bilakatu dela diogu.

³: Sistema kaotikoak, formalki, hasierako egoeran aldaketa txikiak jasanda bilakaera oso ezberdinak dituztenak dira. Hemen deskribatzen dena ez da sistema kaotiko bat, hitza adiera herrikoian erabili dut.

Erreferentziak:

• https://ntrs.nasa.gov/api/citations/20180003468/downloads/20180003468.pdf

• https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml

• https://encyclopedia.pub/entry/33801

• https://www.astronomy.ohio-state.edu/pogge.1/Ast162/Unit2/energy.html