• Author / Uploaded
• api-3733788

Citation preview

EL SOL PARTE 1

ROBERTO BARTALI 2008

INTRODUCCIÓN 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.

http://www.pas.rochester.edu/~joel/planet_formation.jpg

http://www.floridastars.org/icons/solsysna.gif

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.

http://7art-screensavers.com/flowers/2004-08-19flowers-photos/flowers-on-the-sunny-day.jpg http://curious.astro.cornell.edu/images/xraysun.gif http://www.digitalhistory.uh.edu/do_history/decisions/images/nagasaki.gif

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

El dios Helios de los Griegos

http://www.macedoniansincanada.com/images/SS5%20Rays%20s un%20god.jpg

El dios RA de los Egipcios.

http://upload.wikimedia.org/wikipedi a/commons/thumb/f/f5/Sun_god_R a2.svg/150pxSun_god_Ra2.svg.png

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 http://www.mexicanbeautygiftshop.com/images/AztecCalendar.gif

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

Comparación de los tamaños de los diferentes cuerpos del Sistema Solar

Freedman, Universe VI ed.,

COMPOSICIÓN QUÍMICA DEL SOL 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. Espectro completo del Sol

Algunos elementos químicos presentes en el Sol y en los meteoritos

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

Beatty, The new solar system

EL SOL RESPECTO A LAS DEMÁS ESTRELLAS

http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryH.html

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.

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.

Constelación de Orion

Constelación del Centauro

Betelgeuse, estrella frìa y roja Alfa Centauri, estrella como el Sol

Rigel, estrella caliente y blanca http://apod.nasa.gov/apod/image/0302/orion_spinelli_c1.jpg

http://www.kencroswell.com/AlphaBetaCentauri.jpg

http://www.gravitywarpdrive.com/NGFT_Images/E arth_WD_NeutronStar.gif

SOL

http://www.kiroastro.com/images/ perspective/stars.jpg

http://www.kiroastro.com/images/perspective/sun2.jpg

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.

Comparación entre el tamaño de las estrellas

EL SOL Y LA VÍA LÁCTEA El Sol se encuentra en los brazos espirales de nuestra galaxia, la Vía Láctea, ligeramente desplazado con respecto del plano ecuatorial. 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 Posición del Sol en la Galaxia

Freedman, Universe VI edition

LA ESTRUCTURA DEL SOL

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. Beatty, The new solar system

Estructura del Sol

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

LA ESTRUCTURA DEL SOL

Distancia del centro

Temperatura

Presión

Densidad

Núcleo

0 a 140,000 km

15.5 a 9.5 millones de grados

2.33 x 1011 a 3.5 x 1010 bars

160,000 a 40,000 kg/m3

Zona Radiativa

140,000 a 490,000 km

9.5 a 1.2 Millones de grados

3.5 x 1010 a 9.3 x 106 bars

40,000 a 80 kg/m3

Zona Convectiva

490,000 a 696,000 km

1,200,000 a 6,000 grados

9.3 x 106 a 0.01 bars

80 a 0.0003 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

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.

Zona radiativa

http://www.dorlingkindersleyuk.co.uk/static/clipart/uk/dk/sci_space/image_s ci_space015.jpg

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.

http://www.cnes.fr/automne_modules_files/standard/public/p1499_9b32e a08d96d4b8e61954c9504eb4c88schema_p.jpg

LA ZONA CONVECTIVA

Zona Convectiva del Sol

http://www.aip.org/tip/INPHFA/vol-9/iss-6/images/p18-4.jpg

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.

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.

http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2000/notes/1101.jpg

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.

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

Espesor

Temperatura

Fotosfera

500 km

5780 °K

Cromosfera

1000 km

10000 °K

Corona

1.5 a 2 millones de km

2 a 3 millones de grados

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 Granulaciones solares Manchas solares Fàculas

http://ciencia.nasa.gov/headlines/i mages/sunspots/218.gif

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

http://veimages.gsfc.nasa.gov/12 838/faculae0094_web.jpg

FÁCULAS Y MANCHAS

Fàculas

http://abyss.uoregon.edu/~js/images/halpha.gif

Manchas

http://www.damianpeach.com/images /solar/2004_05_31_1111vis.jpg

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.

La primera observación telescópica de las manchas se debe a Galileo Galilei quien 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 hecho por Galileo Dibujos de las manchas solares realizado por el autor el 11/11/1979

http://solar.physics.montana.edu/nuggets/2002/0 20913/galileo_sunspots.jpg

Líneas del campo magnético

http://soho.nascom.nasa.gov/hotshots/2001_11_06/

La materia y los gases suben en columnas en la zona convectiva y 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.

Zona convectiva

http://www.mpagarching.mpg.de/mpa/research/current_research/hl 2005-12/spotsketch-l.gif

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 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.

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

11 agosto 2006

17 agosto 2006

14 agosto 2006 Observatorio Solar SOHO

http://www.fourteenernet.com/avas/articles/sunspots-10-03.jpg

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.

http://www.cosmosomos.es/sol/textofotosfera.html

http://media.skyandtelescope.com/images/Sunspot-group_l.jpg

http://www.spaceflightnow.com/news/n0510/05s unspots/sunspot.jpg

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.

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

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

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

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

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

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.

El Sol cerca del máximo de actividad

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 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”. CICLOS 12

13

14

15

16

17

18

Inicio del ciclo

Adaptado de: Beatty, The New Solar System

19

20

21

Máximo del ciclo

22

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).

1995

1991

Beatty, The New Solar System

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.

Manchas y granulaciones Granulaciones vistas en alta resolución

Granulaciones

http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/granules_sm.jpg http://farm3.static.flickr.com/2377/2121847790_3aef7d6cbd.jpg

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

http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/sol/chromosphere.jpg

Emisiones de gas que ocurren en la cromosfera

http://space.newscientist.com/data/images/ns/cms/dn11 432/dn11432-2_450.jpg

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.

Espectro típico de la cromosfera

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

http://www.spacedaily.com/images/solarprominence-soho-mar12-2004-bg.jpg

http://www.shef.ac.uk/content/1/c6/01/38/66/sun_erupt_02_small.jpg

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.

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

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

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

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.

Beatty, The New Solar System

http://www.ciencias.iesbezmiliana.org/blog/wpcontent/uploads/2007/06/aurora%20boreal.j pg

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.

Ejemplos de Auroras, los colores dependen de los átomos que reaccionan con el viento solar. Aparecen a las latitudes altas (>60º) en ambos hemisferios. http://www.allthesky.com/aurora/preview/auroraIII4-p.jpg

http://www.greenpeace.org/raw/image_full/chile/phot osvideos/photos/aurora-boreal-en-el-campamento

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.

EVOLUCIÒN DEL SOL 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. Color del Sol cuando empezó a brillar

Color del Sol ahora

Tamaño del Sol Hace 4600 millones de años

Tamaño del Sol ahora

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

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

Capas externas

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.

H

PERO…

HE

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”.

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

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. Hydrogen burning shell

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

Sol como gigante roja Sol actual

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.

Materia expulsada

Sol

El Sistema Solar sufrirá cambios importantes en su configuración.

Sistema Solar actual (no a escala)

Órbita de Mercurio Órbita de Venus Sol

Órbita de la Tierra Órbita de Júpiter

Sistema Solar cuando el Sol sea una gigante roja

El Sistema Solar sufrirá cambios importantes en su configuración.

(no a escala)

Órbita de Mercurio Órbita de Venus Sol

Órbita de la Tierra Órbita de Júpiter

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.

Mercurio

SOL

Venus

La Tierra será un lugar completamente árido http://www.upcndigital.org/ADVF/image nes/468e2822b655c.jpg

La temperatura en Marte también será muy elevada.

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 Helium Flash.

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.

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.

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.

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 (Asymptotic Giant Branch).

Capa de fusión del hidrógeno

Hidrógeno

Núcleo de C y O

Capa de fusión del helio

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.

http://www.iaa.csic.es/xpn/pn_fil es/optical/Vy2_3.jpg

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.

Sistema Solar cuando el Sol sea una estrella AGB

El Sistema Solar sufrirá otros cambios importantes en su configuración.

(no a escala)

Órbita de Mercurio Órbita de Venus Sol

Órbita de la Tierra Órbita de Júpiter

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.

http://voyager.jpl.nasa.gov/image/ima ges/saturn/saturn.gif

http://www.educar.org/Sistema Solar/jupiter_ir_vis.jpg

Júpiter actual Júpiter futuro

Saturno actual Saturno futuro

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.

Capa de fusión del hidrógeno Hidrógeno

Núcleo de C y O

Capa de fusión del helio

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.

Esferas de material expulsado

estrella

Eskimo nebula

NGC7293

http://cache.eb.com/eb/image?id =94870&rendTypeId=4

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

http://www.badastronomy.com/pix/b ablog/2007/hubble_ic4593.jpg

http://www.mdas.net/photo_gall ery/glenn_spiegelman/images/ ngc7293-091803.jpg

http://library.thinkquest.org/17940/tex ts/images/planetary_nebula.gif

NGC6543

http://www.blackskies.org/images/nebula_s amples/PN_EskimoNebula.jpg

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. Ojo de gato

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. Sin embargo la materia se encuentra en un estado de degeneración electrónica, con una densidad de 1000000000 kg/m3. Esta estrella se conoce con el nombre de Enana Blanca Después de muchos miles de millones de años la estrella desaparece por completo porque es demasiado fría para ser detectada.

EL FUTURO DE NUESTRA ESTRELLA…………..

El Sistema Solar (actual) visto desde una estrella cercana

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

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.

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

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

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

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

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.

NOTA IMPORTANTE

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.

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

http://www.circuloastronomic o.cl/imagenes/telescopios/ma xscope.jpg

http://cosmos.astro.uson.mx/images/Soldel21deabril2006.jpg

El Sol con el filtro H alpha

http://www.stargazerobservatory.com/astropics/various/sun_halpha01.JPG

Ejemplos del Sol a través de un filtro H alpha

http://www.spacearchive.info/2004-02-15-mayfield.jpg

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 es proyectada hacia unas pantallas o una serie de instrumentos electrónicos como cámaras y espectrógrafos.

http://philip9876.files.wordpress.com/2007/09/telescope.jpeg http://nsosp.nso.edu/esf/images/cst.jpg

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.gif http://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.

NASA

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.jpg

http://astronomy.swin.edu.au/sao/astronomynews/2007S 1/HinodeSun.jpg

http://cseligman.com/text/sun/sundex.htm

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 [email protected] www.geocities.com/rbartali/ www.esnips.com/web/astroinstruments/