conceptos fundamentales

1. Clase 12: El Sol
Prof.: Erika Labbé W.

2. Nue s tro próximo te ma de
e s tudio s on :
La s Es tre lla s
¿ P or donde va mos a
e mpe za r?
P or la que te ne mos ma s
ce rca :
El S OL

3. El Sol
Es una estrella n o r m a l , t íp ic a
Tamaño y temperatura promedio
E s t r e lla m á s c e r c a n a a n o s o t r o s
●
Podemos estudiar su superficie con
mucho detalle
●
No podemos ver el interior, pero
desarrollamos m o d e lo s y t e o r ía s
a partir de las observaciones
de la superficie
E n t e n d ie n d o a l S o l , p o d e m o s
e n t e n d e r o t r a s e s t r e lla s m á s

4. El Sol
• El Sol es nuestra principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre
todo, en forma de luz y calor.
• Contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar.
• Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace
girar a su alrededor.
• El Sol se formó hace 4.500 millones de años y tiene combustible
para 5.000 millones más.
• 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.

5. El Sol
1.99x1030 kg
Masa
(3.33x105 Mo)
Radio Visible 6.96x105 km (102 Ro)
Densidad media 1410 kg/m3
Temperatura superficial 5800 ºK
Temperatura central 15.500.000 ºK
Periodo de rotación
25 días
en el ecuador

6. Composicion del Sol
Estudiando el e s p e c t r o del Sol,
podemos determinar que está
compuesto por: H (75%), H e (23%)
y una pequeña parte de
e le m e n t o s
p e s a d o s (2%)
Por su temperatura, es gaseoso
Es fácil de modelar a través de una
ecuación de estado (Gas Ideal)

7. Masa del Sol
Midiendo el periodo de los planetas alrededor y usando la tercera ley
de Kepler, podemos determinar su masa
La masa es el factor primario que determina a las
estrellas (tipo, color, temperatura, duracion, etc.)
Formulación matemática LEY de GRAVITACION:
P: periodo (dur. año del planeta)
m1: masa sol
m2: masa planeta
a: radio orbita
G: cte de gravitación

8. El Sol se mantiene en Equilibrio Hidrostático
•
la fuerza de gravedad se iguala con la presión
interna del gas y la radiación, dejando una
bola de gas de un tamaño que no varia durante
casi toda la vida del sol.
• Si no sucediera asi, el sol se expandería o
contraería
El Sol se mantiene en Equilibrio Termico
• La temperatura en cada punto del sol no varia con el tiempo, si bien es
mayor en el núcleo y menor en la superficie. (Luego vuelve a aumentar en la
atmósfera)

9. Producción de Energía Solar
La energía solar se crea en el núcleo 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
tiene menos masa que los cuatro protones originales juntos -> La
diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de ENERGIA.
Un gramo de materia solar
libera tanta energía como la
combustión de 2,5 millones
de litros de gasolina.
Fus ión de H e n He

10. Transporte de Energía
Existen 3 tipos de Transporte:
•
Conducción
• La energía se transporta a través del material por interacciones
entre los átomos
Ej: Propagación de calor por un metal
•
Convección
• Masas de fluidos (gas) que circulan transportando energía
Ej: Agua hirviendo en una tetera
•
Radiación
• Emisión de radiación electromagnética (fotones)
Ej: Cuerpo negro

11. Eje mplo de los tre s tipos de tra ns porte de e ne rgia

12. Estructura del Sol
Núcleo
Donde se produce la energía
Zona radiativa
Energía irradiada calienta capas
mas externas
Zona convectiva
Capas calentadas llevan energía
hacia afuera (“ agua hirviendo” )
Fotosfera
Parte visible del sol, donde se
producen la manchas
Cromosfera
Capa de transición a la atm.
Corona
Atmósfera del sol muy tenue

13. Estructura Interna
•
Reacciones termonucleares ocurren en
el centro del Sol hasta un radio de 0.25 R
• Aquí se produce toda la energía del Sol
•
Energía del centro se transporta por
radiación hasta un radio de 0.8 R
•
La zona más externa (0.8 – 1 R) transporta
por convección

14. Fotosfera
“ E s f e r a d e lu z ”
•
Tie ne un e s pe s or de unos 4 0 0 k m
•
La de ns ida d e s de ~0 . 0 1 % de la
de ns ida d de l a ire e n la a tmós fe ra te rre s tre
•
S u te mpe ra tura e s de 5 8 0 0 º K
Es pe ctro de cue rpo ne gro
• S upe rficie gra nula r
Centro del gránulo es unos 100 ºK más caliente
que el borde
Tamaño: ~1000 km

15. Energia transportándose
por convención
-> Granulos

16. Atmósfera Solar
Cromosfera
•
“Esfera de color”
•
Se encuentra sobre la fotósfera
•
Visible durante los eclipses
Corona
•
Parte más externa, observable durante los
eclipses
•
Temperatura muy alta (1.000.000 ºK)
•
El aspecto varía de acuerdo al ciclo de
actividad solar

17. Atmósfera Solar
Si bien la densidad de la
corona es mucho menor que
la de la fotosfera, su
temperatura es miles de
veces mayor, por esto emite
rayos X, gamma y partículas
de alta energía
-> VIENTO SOLAR
No se sabe exactamente por
que, pero se cree que es por
la fuerte actividad magnética
que hay en esta zona

18. Estornudo Solar
Actividad solar se le llama a la variación de
campos magnéticos que producen efectos
notorios tanto en la superficie solar (manchas,
“flares”, etc) como en la tierra (auroras,
interferencias satelitales).
Esta actividad va variando de intensidad
con el tiempo, cumpliendo ciclos que
permiten predecirla y llegando en
ocasiones a extremos que se asemejan
a la idea de un “estornudo solar”

19. Manchas Solares
•
Regiones más frías en la superficie solar
• Tamaño comparable a la Tierra
•
Asociadas a campos magnéticos
•
Muy numerosas durante el máximo de actividad solar
• Cada 11 años el número de manchas crece hasta un máximo y luego
decrece. El ciclo dura 22 años
• Está relacionado a tormentas y erupciones de altas energías en
las capas exteriores
•
Duran desde horas hasta unas pocas semanas

20. Normalmente se forman de a pares:
una donde sale las líneas de campo
magnético, y otra donde entran
Registro de nro de manchas por año:
Ciclos de 22 años dentro de ciclos mas
grandes (80 años), y en aumento.

21. Las manchas permiten medir la rotación
de la superficie del sol:
Rotación DIFERENCIAL
Distintas velocidades para cada zona,
dependiendo de su cercanía al
ecuador
Sucede lo mismo en todos los cuerpos
gaseosos (ej: Jupiter)

22. Actividad solar
•
Explosiones solares (flares)
• expulsión de material siguiendo las
líneas del campo magnético
• Frecuentes durante el máximo del
ciclo solar
•
Viento solar
• “Viento” de partículas y radiación
• En la Tierra es frenado por el campo
magnético, provocando las auroras

23. Auroras
Para ver esta película, debe
Interacción visible disponer de QuickTime™ y de
un descompresor Photo.
del VIENTO SOLAR
y el campo mag.
terrestre. Sucede
solo cuando este es
mas intenso (durante
los “estornudos
solares”)
También se
producen
interferencias en los
satélites y sistemas
comunicacionales

24. SOHO: Observatorio del Sol
SOHO es un telescopio satélite
que en estos momentos esta
orbitando en torno al sol
Para ver esta película, debe
disponer de QuickTime™ y de
un descompresor Sorenson Video.

25. Para ver esta película, debe
disponer de QuickTime™ y de
un descompresor MPEG-4 Video.