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ENERGIA JAVIER DE LUCAS. El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están condensados del mismo material que.

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1 ENERGIA JAVIER DE LUCAS

2 El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están condensados del mismo material que formó el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%

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4 La imagen se tomó en un solo color de luz con un gas de hidrógeno llamado hidrógeno alfa. Infinitos gránulos cubren la superficie de la fotosfera solar como una alfombra polvorienta, salteada de regiones iluminadas con manchas solares oscuras. En su borde izquierdo se puede observar una prominencia solar. El Sol resplandece porque está caliente, pero no es una bola de fuego. El fuego se obtiene del oxígeno, y hay muy poco oxígeno en el Sol. La fuente de energía del Sol es la fusión nuclear del hidrógeno con el helio del interior de su núcleo. Pero los astrónomos siguen intentando comprender por qué se han medido tan pocos neutrinos del núcleo solar

5 El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9 por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los nueve planetas y miles de otros cuerpos menores a su alrededor El Sol es uno de los cientos de miles de millones de estrellas que forman la Vía Láctea. Se encuentra a unos treinta años luz del centro de la Galaxia, girando a una velocidad de 250 km/seg., por lo que tarda unos doscientos veinticinco millones de años dar una vuelta completa. Es una estrella mediana que ha llegado casi a la mitad de su existencia El Sol tiene un diámetro que equivale a 10 9 veces el de la Tierra, una masa veces mayor y una densidad cuatro veces menor. Como todos los cuerpos celestes, tiene un movimiento de rotación alrededor de su propio eje, pero en el Sol este movimiento es distinto según las latitudes, debido a la no homogeneidad de la composición de la materia solar

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7 ESTRUCTURA Y COMPOSICIÓN DEL SOL Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una ESFERA que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son

8 Núcleo : es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol. Zona Radiativa :: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían. Zona Convectiva : en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender. Fotosfera : es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol. Cromosfera : sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos. Corona : capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol EL SOL

9 Datos básicos Sol Tierra Tamaño: radio ecuatorial km km. Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días * 23,93 horas Masa comparada con la Tierra Temperatura media superficial 6000 º C 15 º C Gravedad superficial en la fotosfera 27,4 m/s2 9,78 m/s2 EL SOL

10 OTROS DATOS DEL SOL

11 Componentes químicos Símbolo % Hidrógeno H 92,1 Helio He 7,8 Oxígeno O 0,061 Carbono C 0,03 Nitrógeno N 0,0084 Neón Ne 0,0076 Hierro Fe 0,0037 Silicio Si 0,0031 Magnesio Mg 0,0024 Azufre S 0,0015 Otros 0,0015 EL SOL

12 Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en hacer un análisis detallado del espectro del Sol –Demostró que la constitución del Sol es: 75% H + 24% He + 1% resto El Sol es una estrella, la más cercana –Podemos estudiar su superficie con mucho detalle. –No podemos ver el interior, pero utilizando modelos y observaciones de la superficie podemos entenderlo. Por la tercera ley de Kepler y sabiendo G obtenemos su masa EL SOL

13 Medimos la energía que incide sobre la Tierra por m 2 y segundo Consideremos un detector de área a, y D la distancia al Sol (1UA en metros), Entonces: LUMINOSIDAD DEL SOL

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15 ENERGIA DEL SOL

16 LA ENERGIA SOLAR La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio)

17 Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. 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 El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella

18 TRANSPORTE DE ENERGÍA Conducción: –La energía se transporta a través del material por interacciones entre átomos. Convección: –Grandes masas de gas que circulan transportando energía. Radiación: –Radiación, en particular electromagnética (fotones). –Ejemplo: Cuerpo Negro

19 TRANSPORTE DE ENERGIA Las reacciones termonucleares ocurren en el centro del Sol, hasta una distancia de 0,25 R La energía del centro se transporta por radiación hasta una distancia de 0,8 R. La convección es la forma de transporte de energía en las zonas más externas, 0,8 – 1,0 R

20 Fotones dejando el Sol Propagación de fotones desde el centro del Sol en su viaje hacia la fotosfera En su camino, los fotones pierden energía al ionizar el gas. La presión de radiación provee el soporte a la gravedad y mantiene el equilibrio. Radiación EL SOL

21 Convección en la fotosfera del Sol El gas caliente sube produciendo gránulos brillantes Convección EL SOL

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23 EL VIENTO SOLAR El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar. Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire

24 FOTOSFERA 400 km. de ancho Densidad 0.01% de la del aire en nuestra atmósfera. Espectro de Cuerpo Negro –Temperatura 5,800 o K Superficie granular (convección) –El centro del gránulo es 100 o más caliente que su borde. –Tamaño 1000 km. Oscurecimiento del Limbo. –En el centro vemos capas más internas, más calientes. –En los bordes vemos capas más frías.

25 MANCHAS SOLARES Las manchas solares tienen una parte central obscura conocida como umbra, rodeada de una región más clara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las rodea. Las manchas son el lugar de fuertes campos magnéticos. La razón por la cual las manchas solares son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad es que el campo magnético en las manchas no permite la convección debajo de ellas. Las manchas solares generalmente crecen y duran desde varios días hasta varios meses. Las observaciones de las manchas solares reveló primero que el Sol rota en un período de 27 días (visto desde la Tierra). El número de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un período de 11 años conocido como el ciclo solar. La actividad solar está directamente relacionada con este ciclo.

26 Empequeñecido por el disco solar, el grupo de manchas solares que constituyen la región 30 realmente cubre un área enorme, casi 10 veces el tamaño de la Tierra. Las fotografías fueron tomadas los días 15, 16 y 17 de julio de 2002 por el instrumento MDI en el Observatorio SOHO, estacionado en el espacio, mientras la rotación solar lentamente lleva al grupo de manchas solares a lo largo del lado del Sol más cercano a nosotros. El 15 de julio, una poderosa explosión solar estalló en esta región, seguida de una eyección de masa en la corona. La nube energética de partículea eléctricamente cargadas azotó nuestro planeta MANCHA SOLAR 30

27 LLAMARADAS SOLARES Cada 11 años tiene lugar la inversión del campo magnético solar. Durante este periodo la actividad del Sol pasa de ser tranquila a muy activa para después disminuir de nuevo. Estas eyecciones de masa coronal solar afectan a nuestra vida diaria: producen problemas en la electrónica de los satélites, en las comunicaciones por radio y en los sistemas de energía

28 Las aleatorias eyecciones de masa coronal son indicadores de un reordenamiento interno solar: expulsan hacia el espacio los campos magnéticos "desordenados" creados por las manchas solares y otros fenómenos. Estas eyecciones alcanzan un climax después del pico máximo de manchas solares. El resultado es un Sol con su campo magnético completamente invertido en el que sus polos magnéticos se han intercambiado. LLAMARADAS SOLARES

29 . Las investigaciones de estos fenómenos no sólo se han realizado gracias al SOHO, sino que también se han empleado los datos tomados entre por un satélite (P-78-1) de la Fuerza Aerea de los EEUU, así como otros telescopios en tierra (Kitt Peak, EEUU y Nobeyama, Japón). Las investigaciones con el SOHO (Observatorio Heliosférico y Solar) han revelado el proceso por el cual el Sol invierte su campo magnético cada 11 años. Esto sucede debido al efecto acumulado de más de mil enormes erupciones denominadas eyecciones de masa coronal

30 PROTUBERANCIAS SOLARES Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilómetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses. El campo magnético del Sol desvia algunas protuberancias que forman así un gigantesco arco. Se producen en la cromosfera que está a unos grados de temperatura. Las protuberancias son fenómenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta atmósfera y corona inferior y están constituidas por nubes de materia a temperatura más baja y densidad más alta que la de su alrededor.

31 Esta protuberancia que muestra la ilustració fue, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol

32 Esta impresionante imagen del TRACE muestra grupos de estos majestuosos bucles calientes, que pueden llegar a expandirse más de 30 veces el diámetro del planeta Tierra.

33 ESPICULAS SOLARES En la fotografía puede verse la imagen con la resolución quizás más alta jamás lograda de estos misteriosos tubos de flujo solar. Las espículas salpican la foto de la región solar activa 10,380, que cruzó por el Sol en Junio de 2004, y se hace particularmente evidente en la alfombra de tubos oscuros de la derecha

34 Algunas secuencias de imágenes a intervalos de tiempo han revelado que las espículas duran unos cinco minutos, comenzando como tubos de gran altura que elevan rápidamente el gas, y que se desvanecen cuando el gas alcanza su máxima altura y cae de nuevo hacia el Sol. Estas imágenes también indican que la causa última de las espículas son unas ondas, similares a las de sonido, que fluyen por la superficie del Sol y traspasan la atmósfera solar

35 MAGNETOSFERA SOLAR

36 Las imágenes del Telescopio Ultravioleta Extremo a bordo del Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO) no revelaron nada raro durante el intervalo del 9 al 11 de mayo de Esta imagen muestra el gas a 1,500,000°C de la tenue atmósfera exterior del Sol, la corona. Todos los patrones de esta imagen responden a la estructura del campo magnético. Gracias a la alta calidad de este instrumento, se pueden ver más y menores características que antes del campo magnético solar

37 FUSIÓN TERMONUCLEAR El Sol se contrae por gravedad, el interior se calienta generando radiación (cuerpo negro). Kelvin calculó que la energía gravitacional disponible duraría solo algunas decenas de millones de años. Sin embargo, sabemos que el Sol ha permanecido en equilibrio hidrostático mucho más tiempo, miles de millones de años. ¿Por qué? ¿Qué ocurre con la materia a K y a 150 veces la densidad del agua? Ni moléculas ni átomos normales sobreviven, sólo núcleos de H, He y e - libres. Altas energías fusión (dos partículas chocan y se funden en una) Fuente de energía EL SOL

38 Fusión de 4 núcleos de Hidrógeno para generar un núcleo de Helio –e + : positrón, e : neutrino electrón,, : fotón en rayos X Es muy poco probable que haya colisiones de 4 núcleos de hidrógeno: hay pasos intermedios, la llamada cadena protón - protón

39 CADENA PROTÓN - PROTÓN

40 BALANCE DE ENERGÍA E=mc 2 La masa del 4 He es 3,97m p, es decir, hay una diferencia de 0,03m p respecto a 2 protones y 2 neutrones libres Energía liberada en cada fusión es E=0,03m p c 2 Calculemos la tasa a la que el Sol usa su energía La luminosidad del Sol es 3,9 x Julios por segundo 3,9 x =mc 2 =m(3x10 8 ) 2 m=4x10 9 kg cada segundo ¿Cuanto tiempo durará su combustible? >Si el Sol consume todo su H, hay combustible para 90x10 9 años. >Pero como se quema H solo en el centro 5x10 9 años.

41 GRAFICAS EL SOL LUMINOSIDAD MASA TEMPERATURA DENSIDAD

42 ECUACIONES DE ESTRUCTURA EL SOL

43 EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO r p r r R EL SOL

44 CONSERVACIÓN DE LA MASA EL SOL

45 EQUILIBRIO TÉRMICO Designamos potencia liberada por gramo de material en reacciones nucleares a Luminosidad L EL SOL

46 TRANSPORTE DE ENERG Í A EL SOL

47 ECUACIÓN DE ESTADO, OPACIDAD, EMISIVIDAD EL SOL

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49 NUESTRA ESTRELLA FIN


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