EL SOL
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EL SOL
   
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Cada día vemos el Sol brillar en la misma forma que el día anterior, con la misma intensidad. Aun cuando existen pequeñas variaciones irregulares en la cantidad de energía que esta estrella aporta a la Tierra, variaciones como del 0.2% en lapsos de unos 10 años, el Sol está pasando por la etapa mas estable de su vida. Su estabilidad ha permitido el desarrollo de la vida en la Tierra en el transcurso de cientos de millones de años. Estudios de radioactividad en rocas terrestres y lunares han mostrado que nuestro planeta se formó hace unos cuatro mil seiscientos millones de años. Por otro lado, se ha establecido que el Sol nació hace unos cinco mil millones de años. Gracias al desarrollo de la física nuclear en los años treintas, hoy tenemos una buena idea de como ha sido la vida del Sol y cual será su futuro.

Al igual que las demás estrellas, el Sol se formó cuando, un pedazo de una enorme nube de gas frió empezó a contraerse y calentarse. Al disminuir el tamaño y aumentar la densidad de este fragmento de nube, formado por un 70% de gas hidrógeno, 25% de helio y el resto por los otros elementos, fué aumentando paulatinamente su temperatura. Este proceso de contracción duró unos diez millones de años, hasta que la temperatura en la parte central alcanzó unos doce millones de grados, suficientes para que la estrella empieze a generar energía por medio de reacciones nucleares. En ese momento, gracias a la energía producida por la transformación de hidrógeno en helio, se detuvo la contracción y el Sol empezó su vida como estrella. De todas las reacciones nucleares, la conversión de hidrógeno en helio es la mas eficiente y con la que viven las estrellas la mayor parte de sus vidas. Solo el hidrógeno que está cerca del centro de la estrella está suficientemente caliente como para servir de combustible. A la fecha, el Sol ha consumido aproximadamente la mitad del hidrógeno útil, y brillará como lo conocemos otros cinco mil millones de años. Durante esta etapa de estabilidad, el Sol se expande lentamente, poco menos de 3% cada mil millones de años.

Nuestro Sol se convertirá entonces en una estrella del tamaño de la Tierra, una enana blanca. Al haber cesado todas las reacciones nucleares y, por su alta densidad, ya no poderse contraer mucho mas para generar mas energía, el Sol se irá enfriando para desaparecer por siempre del cielo de nuestros vecinos cósmicos. Este oscuro Sol, y los aun mas oscuros planetas que hayan sobrevivido hasta entonces, será todo lo que quede de lo que hoy es nuestro sistema solar.
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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 bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

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.
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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.
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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.
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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. 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.

EL VIENTO SOLAR: La primera indicación de que el Sol pudiera emitir un "viento" a través del espacio interplanetario provino de la observación de las colas de los cometas, al notarse que siempre apuntan en dirección contraria al Sol durante sus órbitas, tanto si se aproximan como si se alejan de él. Kepler, a principios del siglo XVII, fue el primer astrónomo en conjeturar que las colas cometarias, formadas por partículas de polvo, están guiadas por la presión de la luz solar, y se ha demostrado que su explicación resulta válida en parte.

Sin embargo, al acercarse al Sol los cometas también desarrollan colas formadas por partículas cargadas eléctricamente, o iones. Esas colas suelen apuntar en direcciones ligeramente diferentes a las de las colas de polvo, y a veces se observa en ellas una aceleración repentina, lo que provoca su deformación o curvatura. El cometa Hale-Bopp, por ejemplo, que tuvo su mayor brillo entre marzo y abril de 1997, mostraba claramente las dos clases de colas. Mientras que la cola de polvo era mucho más brillante, la de iones mostraba un color distinto, tendiendo al azul.
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MANCHAS SOLARES: Las manchas solares son conocidas desde la antiguedad, dado que bajo ciertas condiciones resultan notables a simple vista como pequeños puntos o regiones oscuras en el disco solar, que varían en su forma y tamaño a lo largo de los días. De hecho, algunas fueron observadas por los chinos hace más de 2.000 años, pero fue Galileo Galilei quien por primera vez realizó un seguimiento exhaustivo de las manchas solares tras la invención del telescopio.
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