PROYECTO HUMANO

Estimado Visitante , este es un foro de estudio y preparación para el Nuevo Proyecto Humano , el de aprender a Pensar .
Verás que hacemos un especial incapie en las enseñanzas provenientes del Librepensamiento , debido a la compleja interrelación entre la realidad y lo que verdaderamente percibimos . Y la capacidad de éste , en poder develar el funcionamiento de ambas .
" El Nuevo Paradigma es no seguir sosteniendo ideas heredadas por obligación , inculcadas mediante el miedo y por reiteración , debemos crear nuestro propio pensamiento e ideas dentro de una Libertad Humana y Espiritual "
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    CONOCIENDO EL SOL

    Mensaje por Invitado el Jue Mayo 26, 2011 10:25 am

    El proposito de postear este articulo es el de conocer un poco mas a nuestro "astro rey" que tanta atencion nos merece por estos dias. Aprender acerca de su composicion y estructura nos puede ayudar, a quienes como yo no lo teniamos muy claro, entender mejor los informes del foro de seguimiento del sol y la magnetosfera el cual, confieso, me apasiona.



    Cuando calienta el Sol

    Inés Márquez Rodríguez (Universidad de La Laguna)
    Fecha de recepción: 23 de noviembre de 2009
    Artí*** solicitado a la autora por la revista


    Datos del Sol

    El Sol es una estrella de la secuencia principal, tipo espectral G2 en el diagrama H-R de Hertzsprung-Russell (en el que se relaciona la magnitud absoluta o brillo de una estrella con su temperatura superficial). Se encuentra en uno de los brazos de la Vía Láctea y se formó hace unos 4500 millones de años. Es la estrella del Sistema Solar, y está ocupando uno de los focos de cada una de las órbitas elípticas de los planetas que giran alrededor de él. El futuro del Sol será pasar por diversas fases de expansión (estrella gigante) y contracción (estrella enana), colocándose en cada una de estas fases en distintas ramas del diagrama H-R.
    Algunos números del Sol son:
    • Tiene un diámetro de 1.400.000 km (unas 109 veces el terrestre), su distancia media a La Tierra es de 150 millones de km y su luz tarda en llegar a La Tierra 8 min.
    • Su temperatura es de 15.000.000º C en el centro, decreciendo hasta 6.000º C en la superficie, y volviendo a crecer hacia las capas más exteriores.
    • Su masa es 333.000 veces la de La Tierra, y contiene casi el 99% de la masa de todo el Sistema solar.
    • Composición: casi 94% de hidrógeno, casi 6% helio y 0.2% de elementos más pesados C, N, O, Fe, etc.
    • Estado: gas ionizado (plasma), con densidad creciente hacia el centro.
    • Período de rotación promedio 28 días: (con una rotación diferencial de 30 días en los polos y 24 en el ecuador).

    Estructura del Sol

    El Sol es una esfera incandescente. En su interior se fusionan átomos de hidrógeno para producir helio. En este proceso se libera la energía que viaja hacia el exterior. En el viaje hasta la superficie, la energía se transporta de distintos modos a través de las diversas capas del Sol, en un recorrido que puede durar un millón de años.
    Se puede establecer una distribución de capas o zonas distintas del Sol, según sea el modo como se propaga la energía del interior al exterior: Fig.1: Secciones del Sol
    1. Núcleo
    El núcleo es la zona más interior del sol y alcanza hasta el 25% del radio solar. Es en esta zona donde se realiza la fusión de hidrógeno en helio que proporciona toda la energía que el Sol produce. Es un enorme reactor nuclear.

    2. Zona radiativa

    Abarca el 45% del radio solar. El transporte de la energía que le llega desde el interior se produce por radiación: los fotones, tras chocarse con los átomos repetidas veces, consiguen transportar su contenido energético hasta la zona exterior siguiente.


    3. Zona convectiva


    Su anchura es de casi un 30% del radio solar. En esta región el transporte de energía se realiza por convección. Debido a las altas temperaturas los fluidos se dilatan transportando energía hacia el exterior. En una cierta altura se enfrían suficientemente y se producen movimientos descendentes de material por efectos gravitatorios. Se forman así las celdas convectivas.

    4. Fotosfera

    La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de la luz visible del Sol, por eso se considera como la superficie solar. Tiene unos 600 km de grosor y se presenta formada por gránulos (zona superior de las celdas convectivas, cuyo diámetro es 1.500 km y cuya vida media es de 8 minutos) y manchas (zonas más frías y oscuras que su entorno). Una mancha solar tiene un tamaño variable, en general es enorme, pudiendo alcanzar un diámetro mayor que el de la Tierra. Su número e intensidad varía cada 11 años aproximadamente (ciclo de actividad solar). En el 350 a.C. Theophrastus de Atenas, discípulo de Aristóteles, observó manchas solares a simple vista, pero este resultado iba en contra del cuerpo perfecto que esperaba Aristóteles y fueron olvidadas. Los antiguos chinos parece que también las observaron a simple vista. Muy posteriormente, en el S. XVII, Galileo las ve por primera vez a través de su recién inventado telescopio. Fig.2: Manchas solares (Foto: SST La Palma)

    5. Cromosfera

    La capa siguiente a la fotosfera es la cromosfera. Es mucho más caliente y transparente, y resulta eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. Su grosor es de aproximadamente 10.000 km. La cromosfera se observa en longitudes de onda específicas, como Hα, y presenta un tono rojizo característico. Fig.3: Protuberancia solar (Foto: SOHO)
    En la cromosfera se pueden distinguir los filamentos, que son de color oscuro y están sobre el disco solar, pero que se vuelven brillantes si se ven en el borde, llamándose entonces protuberancias. Las protuberancias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

    6. Corona solar

    La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera solar y sólo es observable durante un eclipse solar o con un disco (coronógrafo) que eclipsa artificialmente el Sol. Su temperatura alcanza hasta 2 millones de grados, una cifra muy superior a la de las capas anteriores, siendo este crecimiento de temperatura uno de los enigmas en continuo estudio en la física solar. Frecuentemente se producen gigantescas erupciones llamadas eyecciones de masa coronal. Desde la corona se emite un flujo continuo de partículas cargadas, a gran velocidad y en todas direcciones, denominado viento solar. El espacio bajo la influencia del viento solar se llama heliosfera y abarca más allá de la órbita de Plutón.
    M O N O G R Á F I C O: A S T R O N O M Í A Fig.4: Corona solar durante un eclipse (Foto: Shelios)

    Magnetismo solar

    Como consecuencia de la alta conductividad del plasma solar y de su rotación diferencial en torno al eje solar, se generan campos magnéticos que son arrastrados arriba y abajo en la zona de convección. Estos campos magnéticos emergen hacia la superficie del Sol y se concentran, por un lado, en las manchas solares, donde alcanzan una intensidad de unos 3.000 gauss (un imán casero genera unos 100 gauss, y una brújula terrestre funciona con 0.5 gauss); y por otro lado, en las protuberancias solares. Pero el magnetismo solar no se reduce a manchas y protuberancias, en general, los campos magnéticos emergen en la superficie del Sol en forma de pequeños filamentos, separados por distancias tan pequeñas que no podemos resolverlos con los telescopios actuales.
    La luz emitida por los átomos en presencia de un campo magnético está polarizada (presenta distintas orientaciones del vector campo eléctrico). Para obtener información sobre la intensidad, geometría y evolución de los campos magnéticos del Sol debemos estudiar la polarización de la luz solar. Se debe realizar una cuidadosa observación, con telescopios y espectropolarímetros, hacer un adecuado tratamiento de los datos obtenidos y por último, una correcta interpretación física de los resultados. Con el estudio de los efectos Zeeman y Hanle podemos obtener información sobre campos magnéticos en la atmósfera solar, desde 0.001 hasta miles Gauss.

    Ciclo de Actividad Solar

    El flujo de energía que escapa del Sol cambia con el tiempo. Estas variaciones constituyen el "ciclo de actividad solar” y están relacionadas con el número de manchas solares que varía con un período de 11 años. Esta variación parece que es debida al campo magnético. El Sol es un enorme imán que influye en todo su entorno, por lo que el clima de la Tierra está modulado por la actividad magnética del Sol.
    Estudiando registros de manchas solares a finales del S. XIX, E. Maunder se dio cuenta de que había una relación entre su número y ciertos fenómenos que ocurrían en la Tierra (como las auroras boreales), y contemporáneos suyos observaron que el magnetismo solar provocaba perturbaciones en sus aparatos de medida. Ahora parece claro que el ciclo de actividad solar influye en la parte alta de la atmósfera terrestre provocando cambios en el clima de La Tierra. Un ejemplo de esta influencia ocurrió entre 1645 y 1715. En este periodo, conocido con el nombre de “mínimo de Maunder”, las manchas solares desaparecieron prácticamente del Sol. El mínimo de Maunder coincidió con un enfriamiento del hemisferio norte del planeta que provocó continuas heladas, y como consecuencia de ello, obligó a emigraciones a sitios más cálidos. A esta época se le llama “Pequeña edad de hielo”. Se han descubierto otros mínimos y máximos del número de manchas solares coincidiendo con descensos y aumentos, respectivamente, de la temperatura global del planeta. Está documentado que el Támesis se ha congelado coincidiendo con los mínimos del ciclo solar, y en Flandes y Holanda diversos pintores recrearon escenas de transportistas y patinadores en canales y ríos helados durante el mínimo de Maunder.

    http://www.sinewton.org/numeros/numeros/72/Monografico_03.pdf flower flower

      Fecha y hora actual: Miér Jul 26, 2017 3:47 pm