Sol |
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Traducción automática |
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| Nuestro Sol | |||||||||||||||||||||||||||||||
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| El Sol es a 2/3 del centro galáctico hacia el borde, a una distancia de 30 000 años de luz del centro. El Sol se desplaza a una velocidad de 230 km/s alrededor de este centro galáctico durante su revolución que efectúa en 250 millones de años: desde su nacimiento, dio la vuelta 18 veces a la Vía láctea. Nuestra central termonuclear transforma en su núcleo, a una temperatura de 15 millones de grados, el hidrógeno en helio y esto desde 5 mil millones de años. El consumo del Sol es de 4 millones de toneladas de hidrógeno por segundo (pérdida de masa). En el centro de esta central termonuclear, sustancias radiactivas, tritio y berilio 7, circulan libremente. |
Afortunadamente 700 000 km (rayo de Sol) de materia, los
aísla del espacio inter planetario. Lechos superficiales emerge un viento poderoso que se propaga en el espacio. Sometidos a estas borrascas, los cometas se adornan de una cola que muestra el punto cardinal solar. La Tierra totalmente no es protegida por su biombo magnético, el viento se infiltra por hendiduras polares, para mostrarnos estas auroras boreales magníficas de luces blancas, verdes y rojas. |
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Distancia Tierra Sol |
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A causa del ellipticitad de la órbita de la Tierra, distancia Tierra - Sol varía del 3,3 %. A menudo creemos que es durante el invierno del hemisferio norte, que el Sol es lo más lejos de la Tierra. Pero en realidad, las temperaturas temporales son esencialmente influidas por la altura del Sol en el cielo. Durante invierno del hemisferio norte, la inclinación del eje de rotación de la Tierra hecho que el Sol jamás se eleva muy alto. La Tierra está a más cerca del Sol en enero y a más más lejos en julio. Esta imagen permite |
comparar la talla relativa del Sol cuando está en más cerca de la Tierra, en enero (a la izquierda), a la que presenta cuando está a más más lejos, en julio (a la derecha). La talla angular del Sol notablemente es más débil en julio, cuando está a más más lejos. Si la órbita de nuestro planeta alrededor del sol fuera perfectamente circular, nuestra estrella parecería tener siempre la misma talla. Estas dos imágenes del Sol han sido tomadas desde España 2006. |
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| Protuberancias |
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Las protuberancias eruptivas del Sol son géiseres enormes de materia solar que se lanzan a centenas de millares de kilómetros en el espacio. El satélite espacial
SohoLanzado en 1995, el programa Soho contribuye a los programas científicos internacionales del estudio de las relaciones Tierra-sol. Soho es llevado en colaboración con la Nasa, en carga del lanzamiento del satélite, de su control y de la realización de varios instrumentos. El satélite ha sido construido en Tolosa por un consorcio industrial europeo llevado por la sociedad Astrium, los instrumentos fueron surtidos por la comunidad científica. Más de 500 investigadores de 20 países diferentes son implicados así en este programa. Francia concibió así el instrumento EIT, Swan y Golf, y fuertemente contribuyó a la realización de la experiencia Sumer, los CD y Lasco. Aunque no hubiera sido concebido en este objetivo, Soho se hizo el descubridor más prolífico de cometas de la historia de la astronomía.
Hecho sin cesar descubrimientos asombrosos. El satélite detectó así corrientes gaseosas complejas circulando bajo la superficie solar pero también de ondas de choque y de explosiones permanentes por la atmósfera solar. |
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Colocado entre el Sol y la Tierra, Soho detecta signos de actividad solar antes de que alcancen nuestro planeta. Fin 2003, las erupciones violentas y solares se efectuaron, vertiendo un flujo de partículas energéticas en el sistema solar. Los instrumentos de Soho pudieron observar este fenómeno sin precedente. |
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| El ciclo del Sol | |||||||||||||||||||||||||||||||
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La observación fácil de las manchas solares permite de comprobar no sólo que la rotación del sol sobre él mismo se hace en 27 días pero así como la actividad de las zonas calientes y frías de Sol respetan un ciclo. El ciclo solar es el período que cuelga el cual la actividad del Sol varía de un máximo a la otra. En lo absoluto, la actividad solar es ajustada por un ciclo de un período media de 11,2 años pero la duración puede variar entre 8 y 15 años. Ciclo de 11 años ha sido determinado por primera vez por el astrónomo alemán Heinrich Schwabe hacia 1843. En 1849, el astrónomo suizo Johann Rudolf Wolf (1816-1893) establece un método de cálculo de la actividad solar basada en el número de manchas. Los ciclos de Schwabe son numerados a partir del máximo de 1761. En 2003, el ciclo n°23 lo es sobre decadencia, el ciclo n°24 comenzará en 2012. Las variaciones de la actividad solar se traducen sobre Tierra, por fluctuaciones de la propagación ondas radio. La gama más tocada de frecuencias cubre las ondas dichas deca métricas u ondas cortas que se propagan a distancia larga. Durante estas tormentas magnéticas, la muy fuerte ionización de los lechos altas de la atmósfera puede |
Perturbar las comunicaciones con los satélites con las consecuencias que lo tienen puede imaginar para las telecomunicaciones. Las manchas solares aparecen en grupo en la photoesfera caliente (5800 K) como una zona (4500 K) sombría, más fría rodeada de región más clara (4500 K a 5800 K) y son debidas a un aumento local del campo magnético. Estas manchas pueden alcanzar dimensiones de varias decenas de millares de km. Al principio del ciclo solar, manchas aparecen preferentemente en alta latitud en los dos hemisferios (el norte y el sud). A lo largo del ciclo, las manchas van acercar del ecuador hasta el principio del ciclo siguiente. |
por el primer pasaje polar en 1994 y 1995 concierne a la temperatura de los polos del Sol. En el momento de sus pasaje por encima del polo Sur luego por encima del polo Norte, en período de mínimo solar, la sonda había medido las temperaturas de grandes hoyos polares. Asombrosamente, la temperatura del hoyo polar Norte era más o menos 7 a 8 porcentual más bajo que la de hoyo polar meridional (fuente: Solar Wind Ion Composición Spectrometer). |
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| La vida de una estrella | |||||||||||||||||||||||||||||||
<El universo necesitaba lugares más densos que las galaxias, para acceder a la complejidad, inventa entonces las estrellas> Trinh Xuan Thuan. Empujadas por la gravedad, las pequeñas nubes de hidrógeno y de helio de la joven galaxia, se hunden y la densidad se aumenta gradualmente. Las bolas gaseosas se encienden, es el nacimiento de las estrellas como el Sol. La energía nuclear |
soltada en sus bolas, para el hundimiento gravitacional y un equilibrio se instala entre la presión del brillo y la de la gravedad. Las estrellas gruesas viven algunos millones de años, las estrellas medias como nuestro Sol, agotan su reserva de hidrógeno sólo al cabo de 9 mil millones de años y las pequeñas estrellas quemarán su carburante, 20 mil millones de durante años. Cuando el |
hidrógeno es consumido, la presión gravitacional se rehace, la densidad aumenta y la temperatura alcanza 100 millones de grados. Los núcleos de helio 4, producido por la combustión del hidrógeno, se reagrupan para formar núcleos de carbono 12. La presión del brillo repite vigor, la contracción se para, la estrella se hincha desmesuradamente, se enfría y se hace una giganta roja. |
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| Mas tarde | |||||||||||||||||||||||||||||||
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300 millones de años más tarde, la combustión del helio se acaba, el corazón de la giganta roja se contrae de nuevo, por falta de un brillo suficiente. La temperatura alcanza entonces 500 millones de grados, y es ahora en la vuelta del carbono consumirse para |
fabricar otros elementos siempre más complejos, como el neón, el oxígeno, el sodio, el magnesio, el aluminio, el silicio, el fósforo, el azufre. Estas secuencias van a repetirse muchas veces apresurándose y hacia el fin de su vida, el corazón de la estrella contiene hierro, cobalto |
y níquel, el resultado de la combustión del silicio. En las estrellas, hornos verdaderamentes y cósmicos, van a ser fabricados, de los elementos químicos cada vez más pesados necesarios para la marcha adelante hacia la complejidad. |
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| El ciclo protón-protón | |||||||||||||||||||||||||||||||
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En las estrellas de tipo solar, una continuación destinada de reacciones " cadenea protón-protón " obra en varias etapas. Primero 2 protones se fusionan en un núcleo de deuterio (isótopo del hidrógeno o el hidrógeno pesado, porque formado por un protón y por un neutrón) con emisión de un positrón (o antielectrón) y de neutrinos que se llevan el 2 % de la energía global. El deuterio se fusiona con un protón para dar un núcleo |
de helio 3 ( 2 protones y 1 solo neutrón) y un fotón; dos de estos núcleos inestables se fusionan para conducir al berilio 6 muy inestable que se desintegra inmediatamente para dar por fin el núcleo estable de helio 4 con formación de 2 protones. 6 protones pues son necesarios para que un núcleo estable de helio pueda formarse, con restitución de 2 protones; el balance es muchos 4 protones para un núcleo He4. Las cadenas protón-protón |
exigen una temperatura superior a 10 millones de grados. Una pequeña cantidad de helio 3 forma del berilio 7, el cual, en el curso de otras cadenas de reacciones, conduce al litio 7 o al bore 8 dados del berilio 8 (con desempeño intenso de neutrinos): todos estos núcleos, muy inestables, se transmuten rápidamente en helio 4. Para saber más sobre eso, leer " Vida y muerto de las estrellas " de Agnès Acker y Ariane Lançon |
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| Los lechos del Sol | |||||||||||||||||||||||||||||||
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| La muerte de una estrella | |||||||||||||||||||||||||||||||
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La muerte de una estrella puede ser dulce o violenta, esto depende de su masa. Debajo de 1,4 veces la masa del Sol, la estrella se apaga en la serenidad, pasará de la talla de una giganta roja (cerca de 50 millones de Km de rayo), a la de la Tierra (cerca de 6000 km de rayo). La estrella se hace una enana blanca. Entre 1,4 y 5 veces la masa del Sol, su agonía es mucho más violenta. Su rayo se estrecha hasta 10 km. La densidad |
final es enorme, los núcleos no pueden resistir y el corazón de la estrella se hace un núcleo gigantesco de neutrones. El hundimiento provoca una explosión terrible que va a proyectar los lechos superiores de la estrella en el espacio y veremos brillar en el cielo, una supernova. Por encima de 5 veces la masa del Sol, el hundimiento es extremadamente violento. Éste no puede estar parado más. El corazón de |
la estrella se hace un agujero negro. La violencia del hundimiento produce una explosión gigantesca que proyecta los lechos superiores de la estrella en el espacio. Así como en el caso precedente una supernova va a extenderse, sobre centenas de mil millones de Km, sembrando el medio interestelar de elementos pesados, fabricada durante la vida de la estrella y en el curso de la explosión. |
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| Para saber más sobre eso, leer " La melodía secreta " de Trinh Xuan Thuan | |||||||||||||||||||||||||||||||
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categoría: estrellas |
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Astronomía - 15 oct. 2007 |
