EL SOL

ROBERTO BARTALI2008

PARTE 1

Desde hace 4600 millones de años, el Sol ha sido y sigue siendo, el objeto que domina a todo el sistema planetario del cual somos parte.

Todo empezó con una nube de hidrógeno y polvo que se transformó en una estrella y una serie de objetos de diferente tamaño que la orbitan.

INTRODUCCIÓN

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La energía generada en el interior del Sol por medio de la transformación del hidrógeno en helio (fusión nuclear) proporciona luz y calor a todo el sistema planetario.

La cantidad que llega a la Tierra, es suficiente para mantenernos con vida y mantener la enorme variedad de vida sobre nuestro planeta.

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Por esta razón, el Sol, ha sido considerado como un diós por todos los pueblos del mundo.

El dios RA delos Egipcios.

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El dios Helios de los Griegos

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La observación constante de la posición del Sol ha permitido a los antiguos pueblos crear los calendarios que han sido vitales para la supervivencia de la especie humana, porque han permitido el desarrollo de la agricultura.

El calendario Azteca

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En esta presentación vamos a describir que es el Sol, como funciona, cuales son sus principales características y su evolución. También se menciona como podemos observarlo.

DATOS CARACTERÍSTICOS DEL SOL

Diámetro ecuatorial 1,391,020 km

Masa 1.989 x 1030 kg

Volumen 1.412 x 1030 dm3

Densidad 151.3 g/cm3 (centro)1.409 g/cm3 (media)

Temperatura 15,557,000 °K (núcleo)5,780 °K (fotosfera)2 a 3 millones °K (corona)

Luminosidad (energía emitida por segundo) 3.86 x 1026 W

Composición química básica (en número de átomos) 92.1 % hidrógeno, 7.8 % helio, 0.1 % otros

Composición química (en masa) 74 % hidrógeno, 25 % helio, 1 % otros

Presión 2.334 x 1011 bars (centro)0.0001 bars (fotosfera)

Periodo de rotación 25 días (ecuador)35 dias (polos)

Periodo de actividad magnética 22 años

Ciclo de actividad 11 años

Edad 4,600 millones de años

EL SOL COMPARADO CON LA TIERRA

Diámetro ecuatorial

109 veces mayor

Masa 332,946 veces mayor

Volumen 1,300,000 veces mayor

Densidad 3.9 veces

Temperatura superficial

20 veces

Freedman, Universe VI ed.,

Comparación de los tamaños de los diferentes cuerpos del Sistema Solar

COMPOSICIÓN QUÍMICA DEL SOL

Beatty, The new solar system

El análisis espectral del Sol y el análisis químico de los meteoritos encontrados en la Tierra, nos indican cual fue la composición química de la nube de la cual se formó el Sol y el Sistema Solar.

http://chinook.kpc.alaska.edu/~ifafv/lecture/miscell/fraunhof/sun_spectrum.jpg

Espectro completo del SolAlgunos elementos químicos presentes en el Sol y en los meteoritos

EL SOL RESPECTO A LAS DEMÁS ESTRELLAS

El Sol es una estrella pequeña, se clasifica como de tipo espectral G2V (5 en números romanos), lo que significa que se encuentra en la secuencia principal del diagrama HR, no es muy caliente, no es muy luminosa y que tiene suficiente hidrógeno para mantener la producción de energía, transformándolo en helio, durante al menos 7,000 millones de años.

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l El diagrama HR relaciona la luminosidad, la temperatura y la composición química de las estrellas.

Posición del Sol

La temperatura superficial del Sol, es la razón por la que se ve amarillo, si fuese más frío, se vería rojo y, por el contrario, si su temperatura fuese mucho mayor, se vería blanco o azul.

http://apod.nasa.gov/apod/image/0302/orion_spinelli_c1.jpg

Betelgeuse, estrella frìa y roja

Rigel, estrella caliente y blanca

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Alfa Centauri, estrella como el Sol

Constelación de OrionConstelación del Centauro

Las estrellas tienen diferente tamaño, algunas son mucho más grandes que el Sol y otras mucho más pequeñas, esto depende de la cantidad de materia que había disponible en la nube de la cual se formaron y de la fase evolutiva en la que se encuentran.

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Comparación entre el tamaño de las estrellas

SOL

EL SOL Y LA VÍA LÁCTEA

Distancia al centro de la Galaxia 26,000 años luz

Periodo de revolución alrededor del centro de la Galaxia

220 millones de años

Velocidad orbital 220 km/s

El Sol se encuentra en los brazos espirales de nuestra galaxia, la Vía Láctea, ligeramente desplazado con respecto del plano ecuatorial.

Freedman, Universe VI edition

Posición del Sol en la Galaxia

LA ESTRUCTURA DEL SOL

Beatty, The new solar system

Podemos considerar al Sol como una secuencia de 4 esferas concéntricas, cada una de las cuales, pero, contiene una serie de diferentes zonas.La densidad, la presión y la temperatura de cada una son muy distintas. En términos generales tenemos entonces (de adentro hacia fuera): el núcleo, la zona radiativa, la zona convectiva, y la atmósfera.

Estructura del Sol

http://personal.tcu.edu/~mfanelli/imastro/The%20Sun.htm

LA ESTRUCTURA DEL SOL

Núcleo 0 a 140,000 km 15.5 a 9.5 millones de grados

2.33 x 1011 a3.5 x 1010 bars

160,000 a40,000 kg/m3

Zona Radiativa 140,000 a 490,000 km

9.5 a 1.2Millones de grados

3.5 x 1010 a 9.3 x 106 bars

40,000 a80 kg/m3

Zona Convectiva 490,000 a 696,000 km

1,200,000 a6,000 grados

9.3 x 106 a0.01 bars

80 a0.0003 kg/m3

Atmósfera 696,000 a 2,000,000 km aprox.

2 a 3 millones de grados

Prácticamente nula

10-14 veces la de la atmósfera terrestre

Temperatura PresiónDistanciadel centro Densidad

EL NÚCLEO DEL SOL

La enorme temperatura y densidad del núcleo, es lo que provoca las reacciones nucleares que transforman el hidrógeno en helio generando la energía que será transformada en luz y calor en las capas externas y que es transmitida hacia el espacio.

Durante este proceso, no todo el hidrógeno es convertido en helio, por lo tanto el Sol pierde masa que se transforma en energía. Debido a esto, y conociendo la cantidad total de hidrógeno presente, se puede calcular que el Sol contiene suficiente hidrógeno para transformarlo en helio durante aproximadamente 7,000 millones de años.

Cada segundo el Sol convierte 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio, generando una energía de 3.9 x 1026 watts; de los cuales solo 1368 llegan a la Tierra por cada metro cuadrado.

LA ZONA RADIATIVA

Alrededor del núcleo, se extiende una capa mucho menos densa y mucho más fría que este.En esta zona, la energía en forma de fotones de rayos gamma, es transmitida por radiación hacia las capas más exteriores del Sol.

http://www.dorlingkindersley-uk.co.uk/static/clipart/uk/dk/sci_space/image_sci_space015.jpg

Zona radiativa

Los fotones de lata energía (gamma) rebotan muchas veces en contra de los átomos que se encuentran en esta capa del Sol porque sigue siendo muy densa. Durante estos rebotes, se generan más fotones y los rayos gamma pierden energía, transformándose en luz ultravioleta, visible e infrarroja.

Este proceso impide que la mayor parte de los rayos gamma sean emitidos hacia el espacio (y por lo tanto lleguen a la Tierra) salvando nuestras vidas.Para que los fotones generados en el núcleo alcancen la superficie del Sol necesitan en promedio 170,000 años y 8.5 minutos más para que lleguen a la Tierra.

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LA ZONA CONVECTIVA

Alrededor de la zona radiativa, se encuentra una capa que es todavía menos densa y mucho más fría que se denomina capa o zona convectiva.El nombre deriva de la forma en como se transfiere la energía y se mueven los gases. Enormes cantidades de materia caliente se elevan hacia el exterior que es menos denso y mucho menos caliente, provocando que se enfríe. Pero los gases fríos son más densos y pesados, por lo tanto vuelven hacia el centro, calentándose y repitiendo el ciclo.

Zona Convectiva del Sol

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LA ATMÓSFERA DEL SOL

La atmósfera del Sol se compone de varias capas de las cuales la más interna es la que comúnmente llamamos “superficie”, pero en realidad el Sol no tiene superficie puesto que es una esfera gaseosa.

Esta capa se llama técnicamente Fotosfera, palabra que significa esfera luminosa, porque es la que vemos, o sea es la que emite la mayor parte de la energía en forma de luz visible.

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Las diferentes capas de la atmósfera del Sol son:• Fotosfera• Cromosfera• CoronaCuyas características principales son resumidas en la siguiente tabla

Fotosfera 500 km 5780 °K

Cromosfera 1000 km 10000 °K

Corona 1.5 a 2 millones de km

2 a 3 millones de grados

Espesor Temperatura

LA FOTOSFERA

Esta capa es la que podemos observar por medio de nuestros ojos y con los telescopios y es la que presenta la mayor parte de las características espectaculares que caracterizan a nuestra estrella:• Fáculas• Manchas• Granulaciones

Manchas solares

Granulaciones solares

Fàculas

http://a52.g.akamaitech.net/f/52/827/1d/www.space.com/images/041025_iod_sun_04.jpg

http://ciencia.nasa.gov/headlines/images/sunspots/218.gif

http://veimages.gsfc.nasa.gov/12838/faculae0094_web.jpg

FÁCULAS Y MANCHAS

Las fáculas son unas áreas claras que aparecen en la superficie del Sol y preceden la aparición de las manchas que a simple vista son de color oscuro.

Los antiguos astrónomos chinos habían observado y registrado las manchas solares. Durante los periodos de máxima actividad solar, es posible inclusive observarlas a simple vista debido a su enorme tamaño (decenas de miles de kms. de diámetro), o al atardecer cuando la luz del Sol es mucho más débil. También durante los días nublados es posible observarlas gracias al filtrado de la luz que producen las nubes.

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Fàculas

Manchas

La primera observación telescópica de las manchas se debe a Galileo Galileiquien apuntó su telescopio hacia el Sol en 1609, provocando una gran polémica de carácter religioso y su condena (además de su ceguera).

Dibujos de las manchas solares realizado por el autor el 11/11/1979

Dibujos de las manchas solares hecho por Galileo

http://solar.physics.montana.edu/nuggets/2002/020913/galileo_sunspots.jpg

Las manchas solares son en realidad zonas más frías, una especie de agujeros sobre la superficie, se ven oscuras por un efecto de contraste, porque la parte interna es menos luminosa que la externa.

La materia y los gases suben en columnas en la zona convectivay son reciclados cerca de los bordes de la mancha. Estos gases guiados por las líneas de fuerza del campo magnético son en parte expulsados y en parte devueltos a las partes internas de las columnas convectivas.

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Líneas del campo magnético

Zona convectiva

La duración de las manchas es variable y puede ser de unos días hasta meses.Se observan solas o en grupos y evolucionan en el tiempo, transformando su forma y tamaño, además se pueden juntar en grupos y se puede observar que una mancha de gran tamaño se divide en una serie de manchas más pequeñas.

17 agosto 2006

14 agosto 2006

11 agosto 2006

Observatorio Solar SOHO

Imágenes del mismo grupo de manchas, se aprecia como evolucionan a lo largo del tiempo.

Las manchas no aparecen al azar sobre la superficie del Sol, sino que se concentran en las zonas ecuatoriales entre latitudes de +/- 30°.Midiendo su movimiento a lo largo del tiempo, es posible determinar el periodo de rotación del Sol.Las observaciones de Galileo le permitieron medir el tiempo de rotación del Sol, y en 1859, Carrington, demostró que la rotación del Sol no es uniforme, sino que es más lenta en el ecuador que en los polos, gracias a las mediciones precisas del movimiento de las manchas.

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Vistas en alta resolución las manchas presentan una sección más oscura llamada umbra y una más clara llamada penumbra, la cual frecuentemente presenta una serie de líneas dirigidas hacia el centro de la mancha.

La umbra tiene una temperatura de unos 4,000 °k, la penumbra es más caliente, alcanzando una temperatura de unos 5,000 °K, mientras que las zonas libres de manchas de la fotosfera (la superficie) tienen una temperatura de unos 5,800°K. Por esta razón, se ven más oscuras, puesto que la luz emitida depende de la temperatura y en el caso de las manchas, es solo el 30% de la luz emitida por la fotosfera circundante. En realidad el verdadero color de la umbra es rojizo y el de la penumbra es anaranjado.

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Las manchas son provocadas por los campos magnéticos que se generan en la zona convectiva. Los átomos en la atmósfera solar son convertidos en un plasma por las altas temperaturas, esto quiere decir que sus electrones son desprendidos y se pueden mover libremente. La carga eléctrica de esos átomos es positiva y la de los electrones es negativa, y, debido a que el movimiento de las cargas eléctricas es influenciado por los campos magnéticos, entonces son agrupados y desviados, provocando el desplazamiento del material y por lo tanto la formación de las manchas.

http://www.windows.ucar.edu/sun/images/sunspot_horseshoe_magnet_sm.jpg

http://www-das.uwyo.edu/~geerts/cwx/notes/chap02/sunspot_pic.jpg

Las características radiales de las manchas son semejantes a las agrupaciones de la limadura de hierro bajo la influencia de un imán.

El campo magnético fue descubierto por Hale en 1908, quien utilizando los experimentos de Zeeman realizados en 1896, detectó que las líneas del espectro se desdoblaban en coincidencia con las manchas. Mientras mayor es el campo, más ancho es el desdoblamiento (fenómeno conocido como efecto Zeeman).

http://personal.tcu.edu/~mfanelli/imastro/sun_zeeman1_pm.gif

Desdoblamiento del espectro debido a los campos magnéticos que producen las manchas

El campo magnético del Sol varia en forma relativamente constante durante un periodo de 11 años. Cada 11 años el polo norte magnético se convierte en el polo sur.

Cada vez que ocurre la inversión de los polos magnéticos, se observa que el número de manchas es mínimo o nulo, pero se va incrementando llegando a su máximo 5 años después, para luego disminuir nuevamente.En este momento nos encontramos en un periodo de transición, por lo tanto casi no se observan manchas, pero para el año 2012 y 2013, se espera un nuevo máximo de la actividad, pudiéndose observar cientos de manchas.

El Sol cerca del máximo de actividad El Sol durante el mínimo de actividad

SOHO satellite

El número de manchas y la superficie que ocupan es variable de ciclo en ciclo, como se puede ver en las dos siguientes gráficas. Durante el ciclo 12 ocurrido entre 1880 y 1890 el número de manchas fue muy pequeño, en cambio durante el ciclo 19 ocurrido entre 1950 y 1960, el número de manchas (y por lo tanto la superficie solar que ocuparon) fue muy grande.

Beatty, The New Solar System

Cuando inicia un ciclo, las manchas aparecen a latitudes altas. Poco a poco cubren todas las latitudes acercándose al ecuador cuando el ciclo alcanza el máximo. Esto se puede ver en la siguiente gráfica, conocida como gráfico de “mariposa”.

Inicio del ciclo Máximo del ciclo

CICLOS

12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22

Adaptado de: Beatty, The New Solar System

Beatty, The New Solar System

En esta secuencia de imágenes del Sol en la longitud de onda de los rayos X, tomadas por el satélite Yohkoh desde 1991 a 1995, se aprecia como varía la actividad de nuestra estrella desde un máximo (1991) hasta un mínimo (1995).

1991

1995

LAS GRANULACIONES

La zona convectiva es la parte interna de la fotosfera, las granulaciones son producidas por las masas de material en movimiento. Podemos imaginar que el material se mueve formando especies de gigantescos cilindros. Como se ve en la figura, las granulaciones son áreas claras rodeadas de un borde oscuro. Este borde es el espacio que hay entre dichas columnas de materia en movimiento.

http://farm3.static.flickr.com/2377/2121847790_3aef7d6cbd.jpg

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/granules_sm.jpg

Granulaciones

Manchas y granulaciones

Granulaciones vistas en alta resolución

LA CROMOSFERA

La segunda capa de la atmósfera solar es la cromosfera, es completamente invisible porque su luminosidad es muy inferior a la de la fotosfera.Es mucho más caliente que la fotosfera, pero mucho menos densa (10000 veces menos).Solo se puede observar durante un eclipse total de Sol.

http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/sol/chromosphere.jpghttp://space.newscientist.com/data/images/ns/cms/dn11432/dn11432-2_450.jpg

El borde rojizo que rodea la sombra de la Luna es la cromosfera.

Emisiones de gas que ocurren en la cromosfera

Otra gran diferencia entre la fotosfera y la cromosfera es que si analizamos sus respectivos espectros, observamos que debido a la baja temperatura de la fotosfera, presenta un espectro de absorción.En cambio la temperatura de la cromosfera es muy elevada, así que los átomos de hidrógeno emiten luz a la longitud de onda característica de 656.3 nm. Por eso la cromosfera se ve rojiza.Además del hidrógeno, se observan líneas de emisión del calcio y del helio.

http://lasp.colorado.edu/see/Solar_Spectrum.gif

Espectro típico de la cromosfera

Si observamos a alta resolución la cromosfera, vemos una gran cantidad de picos que se alejan de la superficie verticalmente, como si fuesen unas llamaradas.Se llaman Spicules y son en realidad emisiones de gas hidrógeno a gran velocidad (70000 km/h) que alcanzan cientos de miles de km de altura.En cada momento podemos contar unas 300000 llamaradas de este tipo.Estos gases, también, son movidos por los fuertes campos magnéticos.

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LA CORONA

La corona se extiende por millones de kms por encima de la fotosfera, y los gases que la componen están a temperaturas de millones de grados, sin embargo es tan tenue que es completamente invisible porque opacada por la luz de la fotosfera que es un millón de veces más brillante.

Se puede observar solo durante los eclipses totales de Sol o con particulares instrumentos llamados coronografos que son capaces de tapar la luz de la fotosfera.

http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/images/eclipse.jpg

Debido a la enorme temperatura, los gases y los elementos químicos presentes, se encuentran fuertemente ionizados, o sea son átomos que han perdido muchos de los electrones.Un ejemplo son los átomos de fierro que a temperatura normal poseen 26 electrones, mientras que en la corona solar solo son capaces de retener 13 de esos 26.Estos átomos ionizados producen (igual que en la cromosfera) un espectro con líneas de emisión.

http://personal.tcu.edu/~mfanelli/imastro/sun_corona_xrayspec1.jpg

Los campos magnéticos que se producen en el interior del Sol, provocan las manchas en la fotosfera y las llamaradas en la cromosfera, pero también son los que producen enormes emisiones de materia desde la corona.Este fenómeno se denomina Expulsión de Masa Coronal.Emisiones de mil millones de toneladas de materia ocurren varias veces al año, mientras que emisiones de mucha menor magnitud se observan diariamente.Cuando este material que viaja a centenares de km/s, alcanza la Tierra, es capaz de provocar fallas en las telecomunicaciones y es muy peligroso para los astronautas y las tripulaciones de los aviones que vuelan a gran altura.

http://www.unibw.de/lrt9/forschung/radiosondierung/sco/soho.jpg

http://www.eaas.co.uk/astro_photos/Sun/features/Sun_and_earth_cme.jpg

Una gigantesca emisión de materia en la corona solar, el punto azul representa las dimensiones de la Tierra.

Beatty, The New Solar System

En esta serie de imágenes tomadas por el satélite SOHO, se aprecia una gran expulsión de masa de la corona solar.La secuencia tiene una duración de 8 horas y fue tomada el 15 de enero de 1996.El disco amarillo representa el diámetro de la fotosfera (1,400,000 km aproximadamente).Se calcula que la masa total expulsada sea de unos 1,000 millones de toneladas.

A semejantes altas temperaturas los átomos se mueven a velocidades de hasta 1 millón de km/h y la fuerza de gravedad del Sol, a veces no es suficiente para detenerlos, así que parte de esa materia escapa y se extiende hacia el espacio. Esto es lo que se conoce como Viento Solar.El viento solar se compone básicamente de electrones, núcleos de hidrógeno y núcleos de helio. El 0.1% se compone de átomos ionizados de silicio, azufre, calcio, cromo, níquel, fierro y argón.Cuando ese material alcanza la Tierra, los átomos de nuestra atmósfera reaccionan con el viento solar y se producen las Auroras.

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Ejemplos de Auroras, los colores dependen de los átomos que reaccionan con el viento solar. Aparecen a las latitudes altas (>60º) en ambos hemisferios.

El campo magnético terrestre atrapa las partículas del viento solar en las partes altas de la atmósfera, provocando la emisión de fotones (luz) de diferentes colores.

Cuando el Sol se formó hace 4600 millones de años, su tamaño era el 94% de lo que es ahora, su luminosidad 40% menor y su temperatura superficial 300 °K menos por lo tanto su color era más anaranjado.

Tamaño del SolHace 4600 millones de años

Color del Sol cuando empezó a brillar

Color del Sol ahora

Tamaño del Sol ahora

EVOLUCIÒN DEL SOL

Cuando todo el hidrógeno en el núcleo haya sido convertido en helio, terminan las reacciones nucleares. Para el Sol esto sucederá en unos 2500 millones de años.

El núcleo se enfría y no habiendo más presión que sostenga las capas externas, el núcleo empieza a contraerse. La contracción incrementa la densidad y por lo tanto la temperatura.

núcleo

Capas externas

El núcleo, ahora, solo contiene helio, pero la temperatura todavía no es suficiente para iniciar las reacciones de fusión nuclear.

Hasta ahora el Sol ha estado convirtiendo el hidrógeno en helio en el interior de su núcleo.

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Pero la estrella estaba compuesta al principio casi exclusivamente de hidrógeno, como vimos, la temperatura de las capas alrededor del núcleo (zona radiativa y zona convectiva) era mucho menor que la del núcleo, por lo tanto las reacciones nucleares solo se daban allí.

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La contracción del núcleo incrementa la temperatura que provoca el calentamiento de una delgada capa a su alrededor que sigue conteniendo hidrógeno. La temperatura es suficiente para iniciar la fusión del hidrógeno en esa capa. Esta fase se conoce como“hydrogen burning shell”.

PERO…

Las reacciones nucleares incrementan aún más la temperatura alrededor del núcleo y de las capas a su alrededor; esto acelera la cantidad de reacciones nucleares.El helio generado, se cae hacia el núcleo y este aumenta su masa, contrayéndose todavía más.

Después de algunos cientos de millones de años, el núcleo disminuye su radio hasta quedar al 30% del tamaño original, pero su temperatura se incrementa hasta los 100 millones de grados.

HE

Hydrogen burning shell

La capa de hidrógeno que se fusiona incrementa su tamaño expandiéndose hacia las capas más externas, al mismo tiempo que el núcleo se contrae.Este proceso dura unos 2000 millones de años.

En esta fase, el radio del Sol se incrementa dramáticamente, pero la expansión de los gases produce una disminución de la temperatura superficial de los 5800 grados actuales a 3500 grados. El Sol es ahora una estrella roja, pero su luminosidad es unas 2000 veces mayor.

Sol como gigante rojaSol actual

A esta fase se le denomina formación de una estrella gigante roja

Su enorme tamaño implica que la fuerza de gravedad en la superficie se vea reducida drásticamente, por lo tanto la presión de la radiación hacia el exterior es mayor a la presión que ejerce el gas hacia el interior por la gravedad. Esto provoca que el material cercano a la superficie sea expulsado hacia el espacio a una velocidad de unos 10 km/s.La cantidad de materia expulsas es suficiente para desaparecer la estrella en 10 millones de años.

Sol

Materia expulsada

El Sistema Solar sufrirácambios importantes en su configuración.

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Sistema Solar actual(no a escala)

El Sistema Solar sufrirácambios importantes en su configuración.

Sol

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Órbita de la Tierra

Órbita de Júpiter

Sistema Solar cuando el Sol sea una gigante roja(no a escala)

Los planetas interiores como Mercurio y Venus serán engullidos por la estrella, La Tierra será calcinada y será arrastrada también hacia en interior del Sol.

La temperatura en Marte también serámuy elevada.

SOL

Mercurio

Venus

La Tierra seráun lugar completamente árido

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El helio que ahora se está quemando en el núcleo del Sol, produce carbono y oxígeno. La energía y las presiones que se generan hacia el exterior, regresan a la estrella a su equilibrio hidrostático, o sea que ya no hay contracción del núcleo.El helio que contiene el Sol en esta fase es suficiente para mantener las reacciones nucleares durante unos 100 millones de años.

Cuando la presión sobre el núcleo es suficiente para alcanzar la degeneración electrónica (violando el Principio de Exclusividad de Pauli) inicia casi instantáneamente la fusión del Helio, esto se conoce como HeliumFlash.

En el momento que la presión generada por la radiación en el núcleo vence la presión de degeneración electrónica, en cuestión de segundos, termina el Flash y el núcleo de la estrella produce energía en forma normal y sostenida a través de un proceso conocido como Triple Alpha.

La luminosidad de la estrella se debe principalmente a la energía producida por la capa de hidrógeno externa al núcleo de helio que sostiene las reacciones nucleares.

La presión ejercida por las reacciones de fusión del helio en el núcleo, producen una ligera expansión la cual a su vez disminuye la temperatura y la luminosidad de la estrella. De esta manera, pero la velocidad de las reacciones disminuye y las capas externas se contraen.Pero esta disminución no modifica mucho la luminosidad de la estrella.

Después de que todo el helio en el núcleo haya sido convertido en carbono y oxígeno, las reacciones nucleares terminan y el núcleo se apaga.

Núcleode C y O

Capa de fusióndel helio

Ahora el Sol contiene un núcleo muy pequeño, del tamaño de la Tierra formado por oxígeno y carbono.Debido a que ya no hay presión que sostenga el material, el núcleo se contrae nuevamente hasta que la presión de degeneración electrónica lo detiene, porque ya no hay suficiente masa y presión externa.

Esta contracción genera calor que es suficiente para iniciar las reacciones nucleares en una capa inmediatamente externa al núcleo que contiene el helio producido por las capas de hidrógeno a su alrededor.Esta fase de la estrella se denomina AGB (AsymptoticGiant Branch).

Capa de fusióndel hidrógeno

Hidrógeno

Durante esta fase la luminosidad se incrementa aún más, alcanzando las 10000 veces la luminosidad actual del Sol. La temperatura superficial no disminuye mucho respecto a las fases anteriores, manteniéndose cerca de los 3000 grados.Se puede decir que esta fase es una segunda expansión o que se convierte por segunda vez en una gigante roja. Esto ocurrirá en unos 8000 millones de años.

Durante esta fase, la mayor parte de la energía generada en el núcleo es transmitida hacia el exterior por convección.Esto provoca que lo elementos pesados generados en el núcleo (carbono, nitrógeno y oxígeno) sean llevados hacia la superficie y sean liberados hacia el espacio.

Durante esta fase, también, la estrella pierde masa, expulsando el material hacia el espacio, pero a un ritmo mucho mayor, tal que toda la masa actual del Sol podría ser expulsada en 10000 años.

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El Sistema Solar sufrirá otros cambios importantes en su configuración.

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Órbita de Mercurio

Órbita de Venus

Órbita de la Tierra

Órbita de Júpiter

Sistema Solar cuando el Sol sea una estrella AGB(no a escala)

El Sol incrementa su tamaño hasta ocupar un espacio parecido al de la órbita de la Tierra.

Los planetas externos como Júpiter y Saturno, perderán la mayor parte de los gases que componen su atmósfera y solo quedará de ellos un pequeño núcleo sólido.

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Núcleode C y O

Capa de fusióndel helio

Capa de fusióndel hidrógeno

Hidrógeno

Mientras la estrella, en este caso el Sol, se encuentre en esta fase, sufre una serie de cambios de luminosidad periódicos (cada 300 mil años). Esto se debe a que la expansión enfría las capas superficiales.La disminución de las reacciones nucleares provoca menos presión y por lo tanto la gravedad produce una nueva contracción, la cual incrementa la densidad y la temperatura para volver a iniciar la fusión en una capa más externa.Este ciclo se repite hasta que el combustible (hidrógeno y helio) se agotan.

Cada vez que se inicia un ciclo, la estrella expulsa material, formando a su alrededor una nebulosa en forma de esfera que contiene básicamente hidrógeno, carbono, nitrógeno y oxígeno.

Esta nebulosa, conocida con el nombre de Nebulosa Planetaria, por su forma esférica, se expande por los fuertes vientos de la radiación de la estrella a velocidades entre 10 y 30 km/s.Cada vez que el ciclo se reinicia, se agrega un nuevo anillo de materia. La nebulosa es en realidad una serie de esferas concéntricas.

estrellaEsferas de material expulsado

Después de haber expulsado todo el material y que las reacciones nucleares hayan cesado tanto en el núcleo como en las capas externas, la estrella ya no genera energía. La nebulosa poco a poco desaparece porque sus gases se encuentran demasiado lejos del núcleo de la estrella para ser iluminados o ionizados (aproximadamente 10 a 20 mil años). También pierde la forma original.

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La estrella original es la que se encuentra en el centro de la nebulosa.

Lo que queda de la estrella original es solo su pequeño y muy caliente núcleo (no más grande que la Tierra).Su temperatura es de 10 a 30 mil grados, pero poco a poco se va enfriando, porque ya no contiene masa suficiente para alcanzar las presiones que eleven la temperatura al punto de fusión del carbono.

Después de muchos miles de millones de años la estrella desaparece por completo porque es demasiado fría para ser detectada.

Esta estrella se conoce con el nombre de Enana Blanca

Sin embargo la materia se encuentra en un estado de degeneración electrónica, con una densidad de 1000000000 kg/m3.

El Sistema Solar (actual) vistodesde una estrella cercana

El Sistema Solar en 5000 millones de años visto desde la misma estrella cercana

EL FUTURO DE NUESTRA ESTRELLA…………..

El Sistema Solar en 8000 millones de años visto desde la misma estrella cercana.

El Sol en 20000 millones de años visto desde la misma estrella cercana.

OBSERVACIÓN DEL SOL

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, pero es la más difícil de observar porque la cantidad de luz que emite es enorme.

La observación a simple vista o con instrumentos ópticos, es imposible sin el auxilio de filtros protectores adecuados.

http://www.eaas.co.uk/images/members/glass_solar_filter.jpg

http://www.astrosurf.com/re/solar_filters.jpg

Una manera muy segura de observar el Sol es la de proyectar la imagen creada por el telescopio sobre una superficie blanca y plana. Esto permite distinguir claramente las manchas y las fáculas, en algunas ocasiones hasta se puede ver la granulación.

http://www.adlerplanetarium.org/research/collections/transit-of-venus/jhevelius1673d.jpg

http://users.tpg.com.au/horsts/sun_projection3.gif

Una gran ventaja de este método es que permite hacer dibujos y tomar fotografías de la superficie solar de una manera completamente segura, además incrementando la distancia entre el ocular y la pantalla, se obtiene una imagen más amplificada.

Aún cuando se utilicen filtros que cubran el objetivo o el espejo del telescopio, es una actividad MUY peligrosa. Un pequeño rasguño o una micro-fractura en el filtro provoca que entre demasiada luz y que esta sea concentrada sobre la retina del ojo, quemándola en segundos dejando ciego al observador.

Es recomendable utilizar métodos indirectos como el de la proyección o colocar el filtro H alpha.

NOTA IMPORTANTE

Para observar las protuberancias se necesitan filtros especiales que sean capaces de dejar pasar exclusivamente la luz emitida por el hidrógeno. Estos filtros denominados H alfa (Hα) son caros pero ofrecen la manera más segura e interesante de observar el Sol a través de un telescopio.

Telescopio con filtro Halpha

El Sol con el filtro H alpha

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Ejemplos del Sol a través de un filtro H alpha

A nivel profesional el Sol se estudia por medio de dos tipos de telescopios:El telescopio Solar y el Coronógrafo.

El telescopio solar consiste en una serie de espejos que desvían la luz hacia otros espejos y lentes que amplifican la imagen la cual esproyectada hacia unas pantallas o una serie de instrumentos electrónicos como cámaras y espectrógrafos.

http://nsosp.nso.edu/esf/images/cst.jpg

http://philip9876.files.wordpress.com/2007/09/telescope.jpeg

El coronógrafo consiste en un telescopio con un disco opaco colocado de tal forma que tapa parcialmente la imagen del Sol. De esta forma se elimina la luz emitida por la fotósfera permitiendo observar la Corona.

http://nsosp.nso.edu/esf/userman/cscope.gifhttp://soho.esac.esa.int/classroom/images/image007.gif

Pero el Sol emite radiaciones a todas las longitudes de onda, muchas de las cuales no pueden traspasar la atmósfera de la Tierra por lo que solo se pueden medir desde el espacio.

Para esto hay varios telescopios lejos de nuestro planeta que se dedican al estudio del Sol, enviándonos datos muy interesantes.

http://www.jaxa.jp/projects/sat/solar_b/img/photo.jpghttp://astronomy.swin.edu.au/sao/astronomynews/2007S1/HinodeSun.jpg

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Imágenes del Sol en diferentes longitudes de onda en la parte ultravioleta del espectro electromagnético

Si el cielo esta nublado o no tenemos ni el tiempo ni los instrumentos adecuados para observar el Sol, la tecnología viene en nuestro auxilio.

Cada vez que el satélite SOHO envía imágenes a la Tierra (y esto ocurre varias veces al día), son procesadas y publicadas en Internet de tal forma que cualquier persona pueda utilizarlas para estudiar o simplemente porque le gusta verlas.

NOTAS

Para mayor información acerca de los telescopios solares:

* Bartali R., Telescopio Solar, www.esnips.com/web/astroinstruments/

Para mayor información acerca de los espectros y de su interpretación:

* Bartali R., Construcción de la grafica del espectro y la identificación de los elementos químicos, www.esnips.com/web/astroinstruments/

* Bartali R., Espectroscópio y Espectrógrafo, www.esnips.com/web/astroinstruments/

MUCHAS GRACIAS POR SU ATENCIÓN

rbmtech@prodigy.net.mx

www.geocities.com/rbartali/

www.esnips.com/web/astroinstruments/