ENERGIA EL SOL JAVIER DE LUCAS

El Sol contiene el 99. 85% de toda la materia en el Sistema Solar 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%

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

El Sol es la estrella más cercana a nosotros 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 109 veces el de la Tierra, una masa 330.000 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

ESTRUCTURA Y COMPOSICIÓN DEL SOL Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 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

EL SOL 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 100.000 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 Datos básicos Sol Tierra Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km.   Sol    Tierra  Tamaño: radio ecuatorial   695.000 km.   6.378 km.  Periodo de rotación sobre el eje   de 25 a 36 días *   23,93 horas  Masa comparada con la Tierra   332.830   1  Temperatura media superficial   6000 º C   15 º C  Gravedad superficial en la fotosfera   27,4 m/s2   9,78 m/s2 

OTROS DATOS DEL SOL

EL SOL Componentes químicos Símbolo % Hidrógeno H 92,1 Helio He 7,8  %  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    

EL SOL 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

LUMINOSIDAD DEL SOL Medimos la energía que incide sobre la Tierra por m2 y segundo Consideremos un detector de área a, y D la distancia al Sol (1UA en metros), Entonces:

ENERGIA DEL SOL

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)

Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos 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

TRANSPORTE DE ENERGÍA Conducción: Convección: Radiación: 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

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

En su camino, los fotones pierden energía al ionizar el gas. Radiación EL SOL 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.

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

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

FOTOSFERA 400 km. de ancho Densidad  0.01% de la del aire en nuestra atmósfera. Espectro de Cuerpo Negro Temperatura  5,800 oK Superficie granular (convección) El centro del gránulo es 100o 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.

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.

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

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

LLAMARADAS SOLARES 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.

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 . Las investigaciones de estos fenómenos no sólo se han realizado gracias al SOHO, sino que también se han empleado los datos tomados entre 1975-1985 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).

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 100.000 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.

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

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.

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

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

MAGNETOSFERA SOLAR

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 1999. 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

Fuente de energía EL SOL 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 15.500.000 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) FUSIÓN TERMONUCLEAR

Fusión de 4 núcleos de Hidrógeno para generar un núcleo de Helio FUSION 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

CADENA PROTÓN - PROTÓN

BALANCE DE ENERGÍA E=mc2 La masa del 4He es 3,97mp, es decir, hay una diferencia de 0,03mp respecto a 2 protones y 2 neutrones libres Energía liberada en cada fusión es E=0,03mpc2 Calculemos la tasa a la que el Sol usa su energía La luminosidad del Sol es 3,9 x 1026 Julios por segundo 3,9 x 1026 =mc2=m(3x108)2  m=4x109 kg cada segundo ¿Cuanto tiempo durará su combustible? Si el Sol consume todo su H, hay combustible para 90x109años. Pero como se quema H solo en el centro  5x109años.

GRAFICAS EL SOL LUMINOSIDAD MASA TEMPERATURA DENSIDAD

EL SOL ECUACIONES DE ESTRUCTURA

EL SOL EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO R ∆p ∆r r r

CONSERVACIÓN DE LA MASA EL SOL CONSERVACIÓN DE LA MASA

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

EL SOL TRANSPORTE DE ENERGÍA

ECUACIÓN DE ESTADO, OPACIDAD, EMISIVIDAD EL SOL ECUACIÓN DE ESTADO, OPACIDAD, EMISIVIDAD

NUESTRA ESTRELLA EL SOL FIN