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El Sol - Documentales History Channel-

Mensaje por Invitado el Sáb Nov 26, 2011 9:38 am











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Re: El Sol - Documentales History Channel-

Mensaje por Invitado el Sáb Nov 26, 2011 9:41 am


Lola escribió: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



http://proyectohumano.argentinaforo.net/t4708-conociendo-el-sol?highlight=conociendo+al+sol

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Re: El Sol - Documentales History Channel-

Mensaje por Invitado el Dom Nov 27, 2011 4:10 pm

Sol
Introducción

El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Es el elemento más importante en nuestro sistema solar y el objeto más grande que contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en última instancia de las plantas que utilizan la energía de la luz del Sol.

A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz; para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitaría un telescopio de casi 30 km de diámetro. Además, un telescopio así tendría que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra.

Historia de la observación científica

Durante la mayor parte del tiempo que los seres humanos han estado sobre la Tierra, el Sol ha sido considerado un objeto de especial importancia. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Aparte de su relevancia posicional para señalar, por ejemplo, solsticios, equinoccios y eclipses, el estudio cuantitativo del Sol data del descubrimiento de las manchas solares; el estudio de sus propiedades físicas no comenzó hasta mucho más tarde. Los astrónomos chinos observaron manchas solares a simple vista ya en el año 200 a.C. Pero en 1611, Galileo utilizó el telescopio, recién inventado, para observarlas de modo sistemático. El descubrimiento de Galileo significó el comienzo de una nueva aproximación al estudio del Sol, que pasó a ser considerado un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.

El siguiente avance importante en el estudio del Sol se produjo en 1814 como resultado directo del invento del espectroscopio por el físico alemán Joseph von Fraunhofer. Un espectroscopio divide la luz en las longitudes de onda que la componen, o colores. Aunque el espectro del Sol había sido observado ya en 1666 por el matemático y científico inglés Isaac Newton, la precisión del trabajo de Fraunhofer sentó las bases para los primeros intentos de una explicación teórica detallada de la atmósfera solar.

Parte de la radiación de la superficie visible del Sol (la fotosfera) es absorbida por el gas, algo más frío, que hay sobre ella. Sin embargo, sólo se absorben longitudes de onda de radiación particulares, que dependen de las especies atómicas presentes en la atmósfera solar. En 1859, el físico alemán Gustav Kirchhoff demostró que la falta de radiación en ciertas longitudes de onda del espectro solar de Fraunhofer se debía a la absorción de radiación por átomos de algunos de los mismos elementos presentes en la Tierra. Con esto, no sólo demostró que el Sol está compuesto de materia común, sino que también planteó la posibilidad de obtener información detallada sobre los objetos celestes mediante el estudio de la luz emitida por ellos. Éste fue el comienzo de la astrofísica.

El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el magnetógrafo, inventado por el astrónomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través de la atmósfera de la Tierra. Entre los instrumentos desarrollados para su uso en el espacio se encuentran los coronógrafos, los telescopios y los espectrógrafos sensibles a una radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol.

Composición y estructura


La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15.000.000° C) y la presión (340 mil veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan que cuatro átomos de hidrógeno se fusionen y formen una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de 0.7 % menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

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 que ocupa el último tercio del radio solar, 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.

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. Cada gránulo mide unos 2.000 km de ancho. 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


George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Estas manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. 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, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.

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 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

La corona


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 se deben al campo magnético.

En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000º C. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000º C. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000º C. Para mantener esta 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 esta 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. Este proceso puede tomarle un trillón de años.
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