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Sol

Nuestro Sol

 Traducción automáticaTraducción automática Categoría : estrellas
Actualización 01 de junio 2013

El Sol es una estrella variable, es decir, una gran bola de gas resplandeciente que evoluciona con el tiempo. Esta enana amarilla es una bola infernal, constantemente sacudida por grandes explosiones que envían en el espacio grandes cantidades de materia. El flujo de fotones que envía en el espacio varía con el tiempo, de forma aleatoria y periódicamente también en ciclos de 11 años, 90 años y 200 años incluso. Además, la temperatura en el centro del Sol crece lentamente en el tiempo.
Se encuentra a 2/3 del centro de nuestra galaxia, a la orilla a una distancia de aproximadamente 25.000 años luz del centro. El Sol se mueve a una velocidad de 217 km/s alrededor del centro galáctico durante la revolución que él hace en 226 millones de años desde su nacimiento, ha viajado 18 veces alrededor de la Vía Láctea. Alrededor del sistema solar giran los planetas, asteroides, cometas y polvo residual. Nuestra planta de energía termonuclear obtiene su energía de reacciones de fusión nuclear, que transforma, en su núcleo, a una temperatura de 15 millones de grados, el hidrógeno en helio, desde 4570 millones años. El consumo es decir, la pérdida de la masa del Sol es de 4 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, de hecho, transforma 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio. Esta planta de energía termonuclear es realmente monstruoso, que produce una enorme fuente de calor y de energía de 380 billones de billones de megavatios.

 

Esta energía en su corazón, a una temperatura de 15 millones de grados, se encuentra aislada desde el espacio interplanetario por 700 000 kilómetros de materia (radio del Sol). Dentro de un segundo el Sol libera más energía que produce la civilización humana desde el nacimiento y esta producción dura por 4 millones de años. Sol expulsa no sólo fotones, sino también protones y electrones extremadamente energéticos que forman el viento solar. Este viento emerge de las capas de la superficie, y se propaga en el espacio. Presentadas a estas tormentas, los cometas están decoradas con una cola que muestra la dirección del viento solar. La Tierra no está completamente protegido por su campo geomagnético, la velocidad del viento solar de 400 km/s, filtrándose a través de las ranuras polares para mostrarnos hermosas auroras boreales y australes, con luces blancas, verdes y rojo. En el sistema solar, el Sol ha captado el 99,86 % de la masa total de polvo y gas de la nebulosa inicial. Júpiter, el planeta más grande del sistema, ha capturado 71 % del resto. Los otros planetas se reparten el resto de la evolución de la gravedad. El Sol está compuesto principalmente de hidrógeno (74 %) y helio (24 %), el resto de materia esta constituido de oxígeno (0.77 %), carbono (0.29 %), hierro (0.16 %), neón (0.12 %), nitrógeno (0.09 %), silicio (0.07 %), magnesio (0.05 %) y azufre (0.04 %). Su materia es tan caliente que permanece en estado de plasma, los electrones se separan de los núcleos.

 

Sun

characteristics
  
Diameter mean 1 392 684 km
Obliquity7.25°
Mass1.9891x1030 kg
Rotation velocity7189 km/h
Escape velocity617.54 km/s
Density center162 200 kg/m3
Velocity around center of the galaxy220 km/s
Temperature surface5 778 k
Temperature center15.7 million k
Sidereal rotation period25.05 days
Galactic period 226×106 years
Visual brightness26.74
Absolute magnitude 4.83
Mean distance from Milky Way27200 light-years
Distance from the line of ice≈5 ua
Distance from the Kuiper cliff≈50 ua
Distance from terminal shock≈80 ua
Distance of the heliopause≈120 ua
Distance from the Hill sphere≈1 à 2 al

Distancia Tierra Sol

    

Debido del elipticidad  de la órbita de la Tierra, Tierra - Sol varía entre 3,3%. La percepción del cambio en el diámetro aparente del Sol entre perihelio y afelio no hizo ningún comentario a simple vista. A menudo se cree que fue durante el invierno en el hemisferio norte, el Sol está más alejado de la Tierra. En realidad, la Tierra es más cercano al Sol (perihelio: 147 095 271 km), 4 de enero y por debajo (afelio: 152 091 174 km) el 4 de julio. Temporada las temperaturas son principalmente influenciado por la altura del Sol en el cielo. Las estaciones son, en efecto, debido a la inclinación del eje de rotación de la Tierra y no a la variación de la distancia desde el Sol. Durante el invierno del hemisferio norte, la inclinación del eje de rotación de la Tierra que el Sol nunca se eleva muy alto. El semi-eje mayor de la órbita terrestre alrededor del Sol es 149 597 870 kilómetros, es la definición original de la unidad astronómica (UA).
Se tarda 8 minutos y veinte segundos para que la luz del Sol llega a la Tierra.

 

La velocidad de movimiento del Sol (217 km/s), puede pasar por un año luz cada 1400 años y una unidad astronómica cada 8 días.
Esta imagen le permite comparar el tamaño relativo del Sol cuando está más cercano a la Tierra en enero (a la izquierda) que cuando es en esto más tarde, en julio (a la derecha).
El tamaño angular del Sol es significativamente más baja en julio, cuando está por debajo.
Si la órbita de nuestro planeta alrededor del Sol era perfectamente circular, nuestra estrella parece tener siempre el mismo tamaño. Estas dos imágenes del Sol se tomaron de España en 2006.

Imagen: El 4 de enero el Sol (a la izquierda) está en el perihelio, 147 095 271 km de la Tierra.
El 4 de julio el Sol (a la derecha) está en el afelio, 152 091 174 km de la Tierra. Fuente imagen Superspace.

 Sol de enero y julio

Protuberancias

    

Las protuberancias caracterizan la actividad del sol.
Esta actividad parece variar dentro de un ciclo solar, durante el cual la actividad del Sol varía desde un máximo a otro.
En términos absolutos, la actividad solar está regulado por un ciclo de una media de 11,2 años, pero la duración puede variar entre 8 y 15 años.
Prominencias eruptivas del Sol energía solar son enormes géiseres asunto que tiene lugar en la cromosfera y la escalada a cientos de miles de kilómetros en el espacio.
Espacio satélite Soho lanzado en 1995, detectados en circulación de gas en el complejo de la superficie solar, sino también las ondas de choque y las explosiones de pie en la atmósfera solar.
Con este éxito, la misión de 1996, por un período inicial de 2 años, se prorrogó hasta 2007 para permitir que el observatorio para estudiar la totalidad de un ciclo solar.
Desde el 30 de enero de 2009, las más bellas imágenes de prominencias solares, son procedentes de la sonda rusa Koronas-Photon y su telescopio TESIS.

 Protuberancia solar

Imagen: Las eyecciones de masa coronal (CME). Prominencias eruptivas del Sol son enormes géiseres materia solar que tienen lugar en la cromosfera.

 espícula solar

Imagen: Gases extremadamente calientes de una espícula solar con una velocidad de movimiento de 50 000 km/h en un tubo del campo magnético. Son particularmente evidente alrededor de la mancha visible en la parte inferior izquierda de la imagen. Las espículas tienen una vida útil de unos 5 minutos, a partir de la forma de largos tubos de gas de subida y caída hacia el Sol rápidamente. Crédito: K. Reardon (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, INAF) IBIS, DST, NSO

 

La actividad solar

    

El observatorio TESIS fue diseñado por el laboratorio de astronomía de rayos X del Sol del Instituto Lebedev.
Está diseñado para estudiar la actividad solar y el clima espacial, el calentamiento de la corona, el mecanismo de las erupciones y el ciclo solar.
TESIS debe tener un millón de imágenes del sol. El Koronas Photon sonda pesa 1 920 kg (600 kg de carga útil) fue lanzado 30 de enero 2009 de la Plesetsk Baikonur de Rusia en la región de Arkhangelsk.
Este es el tercer tipo de sonda Korona (siglas rusas cercanos a la Tierra las observaciones espaciales orbitales de la actividad solar).
Dos misiones, Solar Orbiter, la Agencia Espacial Europea, y la Solar Probe Plus, la agencia espacial de EE.UU. debe estar más cerca del Sol, respectivamente, alrededor de 35 y 7 millones de kilómetros en 2015 a 2017. Podemos ver mucho más de cerca, los filamentos y las eyecciones de masa coronal (CME), llamado, las prominencias solares.
Entre 2015 y 2017 la actividad solar corresponden a la mitad del ciclo solar 24.

Nota : Los filamentos son nubes de gas solar alargado de material enfriado y suspendido sobre la superficie solar por fuerzas magnéticas.

 

Video : Una herida de filamento muy largo en la corona solar por fin ha estallado, 6 de diciembre de 2010.
SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA filmó la explosión de la luz ultravioleta de helio.
Este filamento mide casi un millón de millas de largo o cerca de la mitad de un radio solar.
El SDO ha tenido tiempo para grabar este evento antes de la rotación del Sol se esconde de la vista.
crédito: NASA's GSFC, SDO AIA Team

 prominencias solares Koronas-fotón

Imagen: Esta foto muestra la enorme protuberancia adoptadas por TESIS, imagina el tamaño de la protuberancia en comparación con el tamaño de la Tierra representado por el pequeño punto azul en la parte superior derecha de la imagen.

El ciclo del Sol

    

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 fotósfera 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.
La Sonda Ulysse, lanzada el 6 de octubre de 1990 por la lanzadera Discovery, es el fruto de una cooperación ESA-NASA cuya misión es la exploración de el heliosfera.
La sonda sobrevuela por primera vez sucesivamente regiones de los polos Sur (1994) y el Norte (1995) del Sol, invisible después la Tierra.
Su fin era salir del plano de la eclíptica (plano en el cual giran los planetas alrededor del Sol), utilizando el enorme campo gravitacional de Júpiter, para observar los polos del Sol. Uno de los enigmas no resuelto 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).

 ulysse

Imagen: La sonda Ulises, que se inició el 6 de octubre de 1990 por la lanzadera Discovery. La misión fue detenido el 1 de julio de 2008 tras el deterioro de la fuente de energía de la sonda.
Este buque fue el primero y el único que vuelan sobre los polos del Sol para estudiar la heliosfera, la gran burbuja en torno a nuestra estrella. Diseñado para un período de 5 años, la longevidad ha sido excepcional, un registro de 6 822 días de funcionamiento (18 años 246 días).

Temperaturas de los polos norte y sur

    

Imagen: Frente a esto, las medidas adoptadas por la sonda Ulises, la temperatura de los polos norte y sur del Sol miles de kelvin.
La extensión de la misión se decidió debido al pico de actividad del Sol, los polos están sobrevolados de nuevo en 2000 y 2001, el período de máxima actividad.
Los últimos vuelos han tenido lugar entre noviembre de 2006 y abril de 2007 (Polo Sur) y entre noviembre de 2007 y marzo de 2008 (Polo Sur).

 Temperaturas de los polos norte y sur

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.

 

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 verdaderamente y cósmicos, van a ser fabricados, de los elementos químicos cada vez más pesados necesarios para la marcha adelante hacia la complejidad.

 estrellas en RCW108

El ciclo protón-protón

    

En las estrellas de tipo solar, una continuación destinada de reacciones " ciclo 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.

 ciclo protón-protón 

Imagen: El ciclo protón-protón, en primer lugar la fusión de dos protones en un núcleo de deuterio para crear un núcleo de helio, la parte de los fotones son liberados.
Los átomos de hidrógeno en marcha el uno contra el otro por la enorme presión, se transforma en átomos de helio, este proceso genera la fusión de átomos con una masa un poco más pequeño y esta diferencia es liberada como energía.

Las diferentes capas del Sol

    

El núcleo del Sol es la zona donde se producen las reacciones nucleares (fusión de átomos de hidrógeno). En el centro del Sol la temperatura llega a unos 15 millones de grados y la presión de 22 100 millones de pascales (Pa). En comparación, la presión de la atmósfera de la Tierra varía alrededor de 100 000 Pa.
La zona de radiación es una región ionizada de gas denso, bombardeada por rayos gamma procedentes de la fusión de protones en el núcleo. Estos rayos rebotan en el gas, son absorbidos y re-emitidos en la forma de rayos X y de radiación UV.
La zona de convección transporta la energía desde el corazón a la superficie por convección. Gases llevan al energía a la superficie del Sol y devuelve en el fundo, después de haber perdido su energía.

 

La fotosfera de 160 kilómetros de espesor sólo es responsable de la emisión de energía que baña los planetas, es manchada de gránulos.
La cromosfera es una capa semitransparente visible durante los eclipses. Aquí es donde se forman los protuberancias. Las espículas son los largos chorros de materia arrojada.
La corona es la atmósfera exterior del Sol. Ella ondula y cambia de forma durante la emisión de chorros de gas. Es la parte visible externa del Sol.

 capas del Sol

Image : Own work, autor Kelvinsong

¿Cuál es el tamaño de una estrella?

    

Es a través de la ley de Stefan-Boltzmann, que los astrónomos pueden calcular fácilmente los radios de las estrellas (ver nota más adelante en contra). En 1879, el físico austriaco Josef Stefan, que esté interesado en la radiación de órganos caliente, descubre que la energía total emitida por un objeto es proporcional a la potencia de 4 de su temperatura absoluta. Las estrellas más grandes descubrimientos son sagitarii kilovatios, V354 Cephei y KY Cygni, es de aproximadamente 1 500 veces más grande que nuestro sol.
Nuestro Sol tiene un diámetro de 1 392 000 km.
Antares súper gigante roja más cercana a nosotros tiene un diámetro de unos ≈ 700 veces la del Sol, o cerca de 1 mil millones de millas.
Betelgeuse es una súper gigante roja, una de las mayores estrellas conocidas. Betelgeuse si estuvieran en el centro de nuestro sistema solar, su radio, ≈ 650 veces la del Sol, se extendería entre la órbita de Marte y Júpiter.
Aldebarán es una gigante roja de magnitud 0,86 y tipo espectral K5 III, lo que significa que es de color naranja y se ha salido de la secuencia principal después de usar todas sus hidrógeno. Se quema principalmente de helio y alcanzó un diámetro de ≈ 45 veces mayor que la del sol.

 

Rigel es una súper gigante azul, 55 000 veces más brillante que el sol. Con un diámetro de cerca de 116 000 000 km, ≈ 35 veces la del sol, Rigel se extendería hasta la órbita de Venus en nuestro sistema solar.
Arcturus es 20 veces más grande que el sol, su magnitud es -0,04 y su distancia al Sol es de ≈ 37 años luz.
Pólux es ≈ 8 veces más grande que el sol, su magnitud es 1,09 y su distancia al Sol es ≈ 33,7 años luz.

Imagen: En comparación con el tamaño de algunas estrellas súper gigantes como Antares, Betelgeuse, Rigel, Aldebaran y algunas enanas blancas como Arcturus, Pollux, Sirius y el sol.
© astronoo.com

nota : Gracias a la ley de Stefan-Boltzmann constante, los astrónomos pueden calcular los radios de las estrellas.
El brillo de una estrella L es: L = 4πσR2T4
L es la luminosidad, σ es la constante de la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio de la estrella y T su temperatura.

 tamaño de las estrellas gigantes al sol

La muerte de una estrella

    

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.

Imagen: La violencia de la caída de una estrella, produce una gran explosión que los proyectos de las capas superiores de la estrella en el espacio.

 muerte de una estrella, Cassiopeia

Véanse también

     
      
      
 
estrellas
 
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