El Sol
Características
Datos de el Sol
| Radio | Ro | 6,96·108 | km |
| Diámetro aparente | 31' 31" - 32' 33" | ||
| Distancia Sol-Tierra mínima | aM | 147,1·106 | km |
| Distancia Sol-Tierra máxima | am | 152,1·106 | km |
| Distancia Sol-Tierra media | a | 149,45·106 | km |
| Período de rotación | 25 a 36 | Días | |
| Masa | Ms | 1,99·1030 | kg |
| Potencia emitida (intensidad luminosa) | Lo | 3,83·1026 | W |
| Densidad promedio | 1.410 | kg/m³ | |
| Temperatura media superficial | 6.000 | K | |
| Temperatura en el centro | 12.000.000 | K | |
| Temperatura en la superficie | Ts | 5.000 | K |
| Temperatura en la mancha solar | 4.500 | K | |
| Temperatura en la corona | 1.000.000 | K | |
| Gravedad superficial en la fotosfera | 274 | m/s² |
Como:
Lo = 4·π·Ro²·T4
Ts = 5.800 K (Stefan)
E = Lo/(4·π·a²)
E = 3,83·1026 W/[4·3,14·(149.450.000.000 m)²]
E = 1.425,14 W/m²
Tamaño típico de granulación = 2.000 km
Tamaño típico de supergranulación = 30.000 km
Tamaño típico de mancha solar = 8.000 km
Constitución del Sol
Leyes
1) Equilibrio hidrostático
Permite suponer que hay equilibrio y no colapsaría.
Presión ≡ gravitación
Fg = G·m(r)·M0/r²
ds·r = ⟶ r + dr
dp/dρ = -G·M0·ρ(r)/r²
ρ(r) = dM0/(4·π·r²·dr
Presión en el centro = 2,7·109 atmósfera.
p·V = n·R·T
p(r) = n(r)·σ·T(r) ⟶ σ = 1,38·10-23
Si la temperatura en el centro = 12.000.000 K
2) Flujo de energía saliente
ΦS = σS·T4 σS = 5,67·10-8 W/K4 (Constante de Stefan-Boltzmann)
Para T = 6.000.000 K
ΦS = 5,67·10-8 (W/K4)·(6.000.000 K)4
ΦS = 7,35·1019 W
La fuente de energía, proveniente del núcleo, calienta el medio ambiente, pero la mayoría se gasta en mantener el equilibrio.
3) Hipótesis de Lord Kelvin y Hermann von Helmholtz
En una contracción cuasiestática de un sistema autogravitante la mitad de la energía potencial del sistema se transforma en energía cinética y la otra mitad es perdida por el sistema.
Ejemplo: si se disminuye la energía potencia, de un satélite, bajando su órbita se aumenta la energía cinética.
4) Teoría de Bethe y Weiaächer
Explica que un protón a 10.000.000 K se transforma en helio más dos protones más dos electrones. Una partícula α tiene una masa de 1,0026 uma (1 uma = 1,66·10-27 kg) y el hidrógeno = 1,00797 uma. Se genera masa cuando los protones por fusión se transforman en helio.
E = ½·m·c²
La vida útil calculada para el Sol es de 1010 años.
Esta teoría no explica como se inicia éste fenómeno de fusión, pero si lo explica la teoría de la contracción.
Teoría del Virial: como teoría de arranque.
Teoría atómica: como funcionamiento.
Composición y estructura
La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1 % en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71 %); también contiene helio (27 %) y otros elementos más pesados (2 %). El 90 % de los átomos presentes son de hidrógeno.
El Núcleo
Cerca del centro del Sol encontramos masa autocolapsable, plasma, gas ionizado, la temperatura es de casi 12.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El resultado neto de estos procesos es que cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, y la energía surge en forma de radiaciones gamma. Una enorme cantidad de núcleos reacciona cada segundo, generando una energía equivalente a la que se produciría por la explosión de 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. La 'combustión' nuclear del hidrógeno en el centro del Sol se extiende a un 25 % del radio solar.
H2 ⟶ H+ + e¯
He ⟶ He++ + 2·e¯
Fotosfera
La energía producida de esta forma es transportada a la mayor parte de la superficie solar por radiación. Sin embargo, más cerca de la superficie, en la zona de convección, la energía es transportada por la mezcla turbulenta de gases. La fotosfera es la superficie superior de la zona de convección. Se pueden ver pruebas de la turbulencia en la zona de convección observando la fotosfera y la atmósfera situada encima de ella. La fotosfera se caracteriza por:
- Tiene los bordes son muy bien definidos
- Tiene un ensombrecimiento en los bordes y brillo hacia el centro del sol
- Su superficie presenta una especie de reticulado en forma de gránulos con diámetros de 700 km y una vida de 10 minutos
- En la superficie se observan manchas con diámetros del orden de los 30.000 km, con una vida variable en semanas o meses
El Sol posee un espectro continuo brillante, pero la cromosfera contiene sustancias y partículas a menor temperatura que absorben parte del espectro emitido.
La temperatura de la fotosfera se saca del la Ley de Stefan y se comprueba con la Ley de Wien y también por el efecto Doppler. La longitud de onda predominante es aproximadamente de 5.000 Ångström.
La presión en la fotosfera es del orden de 5·10³ Pa, mientras que en el núcleo es de 2·1014 Pa
Escala de altura: es la distancia Z que hay que recorrer para que la densidad se divida por el número de Euler (e). La escala de altura para el Sol es de 180 km.
Respecto a los gránulos hay una potencia dada por la convección que es de 1,5·1024 W, que es aproximadamente el 50 % de lo que emite el Sol.
La velocidad de la convección es de 1,2 km/s.
Las células turbulentas de la fotosfera le confieren una apariencia irregular y heterogénea. Este modelo, conocido como granulación solar, lo provoca la turbulencia en los niveles más altos de la zona de convección. Aunque el modelo de granulación siempre está presente, los gránulos individuales solamente duran unos 10 minutos. También se presenta un modelo de convección mucho mayor, provocado por la turbulencia que se extiende en las profundidades de la zona de convección. Este modelo de sobregranulación contiene células que duran un día y tienen 30.000 km de ancho como media.
Manchas solares
Las manchas solares presentan campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene un campo magnético de una fuerza de 0,25 tesla. En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una fuerza de menos de 0,0001 tesla. Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan direcciones opuestas, una dentro y otra fuera del Sol. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 25 días cerca del ecuador, pero una vez cada 30 días más cerca de los polos.
Cromosfera
Se puede observar durante los eclipses. Se caracteriza por una alta emisión en la banda α del hidrógeno (0,658 μ).
Efecto relámpago: espectro visible sólo en los eclipses, se caracteriza por tener bandas brillantes dadas por algunas emisiones nuevas en la fotosfera y se observa el helio que posee mayor temperatura. Posee un espectro contínuo débil, que más que nada indica transparencia.
La escala de altura es de 600 km y la temperatura aumenta cuanto más nos alejamos del Sol, debido al sonido emitido por éste. Las burbujas generadas en la zona convectiva emiten ondas sonoras a la cromosfera, las cuales comprimen los gases ionizados aumentando su temperatura.
Campo magnético
Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las moléculas supergranulares.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.
Corona
Existen dos zonas de corona.
1) Corona K: es la más cercana al Sol, se caracteriza por polarizar la luz, posee un espectro parecido al de la fotosfera pero sin bandas de absorción. La temperatura alcanza el 1.000.000 K y ésto polariza la luz
2) Corona F: es ovoide en el plano ecuatorial, la luz que emite se llama luz zodiacal y el la que se observa al amanecer, antes de que aparezca el Sol. Es muy sensible a la actividad solar, si ésta es alta, la corona es brillante y uniforme, si es baja se alarga en el ecuador y achata en los polos
En todo el espesor de la corona la temperatura aumenta 1.000.000 K por lo mismo que la cromosfera, los gases ionizados de la corona alcanzan la velocidad de escape generando los vientos solares.
La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas están causadas por el campo magnético.
La corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000 K. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000 K. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000 K. Para mantener ésta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.
Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético. El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
Evolución solar
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en ésta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.
Bibliografía:
- "Física". Robert Resnick - David Halliday. Cuarta edición 1.982
- Apuntes de clase
- "Enciclopedia Microsoft ® Encarta ® 2.000"
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Autor: Ricardo Santiago Netto. Argentina