LA ENERGIA DEL SOL

1. ENERGIA
JAVIER DE LUCAS

2. El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están
condensados del mismo material que formó el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del
sistema. Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los
satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides, y el medio interplanetario constituyen
el restante 0.015%

4. La imagen se tomó en un solo color de luz con un gas de hidrógeno llamado hidrógeno alfa. Infinitos
gránulos cubren la superficie de la fotosfera solar como una alfombra polvorienta, salteada de regiones
iluminadas con manchas solares oscuras. En su borde izquierdo se puede observar una prominencia solar.
El Sol resplandece porque está caliente, pero no es una bola de fuego. El fuego se obtiene del oxígeno, y hay
muy poco oxígeno en el Sol. La fuente de energía del Sol es la fusión nuclear del hidrógeno con el helio del
interior de su núcleo. Pero los astrónomos siguen intentando comprender por qué se han medido tan pocos
neutrinos del núcleo solar

5. El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos
nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9
por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los nueve planetas y miles
de otros cuerpos menores a su alrededor
El Sol es uno de los cientos de
miles de millones de estrellas que
forman la Vía Láctea. Se
encuentra a unos treinta años luz
del centro de la Galaxia, girando a
una velocidad de 250 km/seg. , por
lo que tarda unos doscientos
veinticinco millones de años dar
una vuelta completa. Es una
estrella mediana que ha llegado
casi a la mitad de su existencia
El Sol tiene un diámetro que equivale a 109 veces el de la Tierra, una masa 330.000 veces mayor y una
densidad cuatro veces menor. Como todos los cuerpos celestes, tiene un movimiento de rotación alrededor
de su propio eje, pero en el Sol este movimiento es distinto según las latitudes, debido a la no
homogeneidad de la composición de la materia solar

7. 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 ESFERA que puede dividirse en
capas concéntricas. De dentro a fuera son

8. 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.
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.
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.
Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy
baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella
existen fortísimos campos magnéticos.
Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases
enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es
impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol
EL SOL

9. Datos básicos Sol Tierra
Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km. 6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días * 23,93 horas
Masa comparada con la Tierra 332.830 1
Temperatura media superficial 6000 º C 15 º C
Gravedad superficial en la fotosfera 27,4 m/s2 9,78 m/s2
EL SOL

10. OTROS DATOS DEL SOL
Masa 1.99 x 1030
kg
(3.33 x 105
M)
Radio visible 6.96 x 105
km
(109 R)
Densidad Media 1410 kg m-3
Luminosidad (tasa de emision de
energia)
3.90 x 10J s-1
Temperatura superficial 5800o
K
Temperatura central 15,500,000o
K
Periodo de Rotacion en el ecuador 25 dias

11. Componentes químicos Símbolo %
Hidrógeno H 92,1
Helio He 7,8
Oxígeno O 0,061
Carbono C 0,03
Nitrógeno N 0,0084
Neón Ne 0,0076
Hierro Fe 0,0037
Silicio Si 0,0031
Magnesio Mg 0,0024
Azufre S 0,0015
Otros 0,0015
EL SOL

12. • Cecilia Payne-Gaposchkin fue la primera en hacer un
análisis detallado del espectro del Sol
– Demostró que la constitución del Sol es: 75% H + 24% He +
1% resto
• El Sol es una estrella, la más cercana
– Podemos estudiar su superficie con mucho detalle.
– No podemos ver el interior, pero utilizando modelos y
observaciones de la superficie podemos entenderlo.
• Por la tercera ley de Kepler y sabiendo G obtenemos su
masa
3
2
2 4
r
GM
P
Sol


EL SOL

13. Medimos la energía que incide
sobre la Tierra por m2 y
segundo
Consideremos un detector de
área a,
y D la distancia al Sol (1UA en
metros),
Entonces:
SolTierra L
D
a
E 





 2
4
LUMINOSIDAD DEL SOL

15. ENERGIA DEL SOL

16. LA ENERGIA
SOLAR
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)

17. 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

18. TRANSPORTE DE
ENERGÍA
• Conducción:
– La energía se transporta a través del material por
interacciones entre átomos.
• Convección:
– Grandes masas de gas que circulan transportando energía.
• Radiación:
– Radiación, en particular electromagnética (fotones).
– Ejemplo: Cuerpo Negro

19. TRANSPORTE DE ENERGIA
• Las reacciones
termonucleares ocurren
en el centro del Sol,
hasta una distancia de
0,25 R
• La energía del centro se
transporta por radiación
hasta una distancia de
0,8 R.
• La convección es la
forma de transporte de
energía en las zonas más
externas, 0,8 – 1,0 R

20. Fotones dejando el Sol
Propagación de fotones desde
el centro del Sol en su
viaje hacia la fotosfera
En su camino, los fotones
pierden energía al ionizar
el gas.
La presión de radiación provee
el soporte a la gravedad y
mantiene el equilibrio.
Radiación EL SOL

21. Convección en la fotosfera del Sol
El gas caliente sube produciendo gránulos brillantes
Convección EL SOL

23. EL VIENTO SOLAR
El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la
atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.
Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo
largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado
de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire

24. FOTOSFERA
• 400 km. de ancho
• Densidad  0.01% de la del aire
en nuestra atmósfera.
• Espectro de Cuerpo Negro
– Temperatura  5,800 oK
• Superficie granular (convección)
– El centro del gránulo es 100o
más caliente que su borde.
– Tamaño  1000 km.
• Oscurecimiento del Limbo.
– En el centro vemos capas
más internas, más calientes.
– En los bordes vemos capas
más frías.

25. MANCHAS SOLARES
Las manchas solares tienen una parte central obscura
conocida como umbra, rodeada de una región más
clara llamada penumbra. Las manchas solares son
obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las
rodea.
Las manchas son el lugar de fuertes campos
magnéticos. La razón por la cual las manchas solares
son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad
es que el campo magnético en las manchas no
permite la convección debajo de ellas.
Las manchas solares generalmente crecen y duran
desde varios días hasta varios meses. Las
observaciones de las manchas solares reveló primero
que el Sol rota en un período de 27 días (visto desde
la Tierra).
El número de manchas solares en el Sol no es
constante, y cambia en un período de 11 años
conocido como el ciclo solar. La actividad solar está
directamente relacionada con este ciclo.

26. Empequeñecido por el disco
solar, el grupo de manchas
solares que constituyen la
región 30 realmente cubre
un área enorme, casi 10
veces el tamaño de la Tierra.
Las fotografías fueron
tomadas los días 15, 16 y 17
de julio de 2002 por el
instrumento MDI en el
Observatorio SOHO,
estacionado en el espacio,
mientras la rotación solar
lentamente lleva al grupo de
manchas solares a lo largo
del lado del Sol más cercano
a nosotros.
El 15 de julio, una poderosa
explosión solar estalló en
esta región, seguida de una
eyección de masa en la
corona. La nube energética
de partículea eléctricamente
cargadas azotó nuestro
planeta
MANCHA SOLAR 30

27. LLAMARADAS SOLARES
Cada 11 años tiene
lugar la inversión del
campo magnético
solar. Durante este
periodo la actividad
del Sol pasa de ser
tranquila a muy activa
para después disminuir
de nuevo. Estas
eyecciones de masa
coronal solar afectan a
nuestra vida diaria:
producen problemas
en la electrónica de los
satélites, en las
comunicaciones por
radio y en los sistemas
de energía

28. Las aleatorias eyecciones de masa coronal son
indicadores de un reordenamiento interno solar:
expulsan hacia el espacio los campos magnéticos
"desordenados" creados por las manchas solares y
otros fenómenos. Estas eyecciones alcanzan un climax
después del pico máximo de manchas solares. El
resultado es un Sol con su campo magnético
completamente invertido en el que sus polos
magnéticos se han intercambiado.
LLAMARADAS SOLARES

29. . Las investigaciones de estos fenómenos no sólo se han realizado gracias al SOHO, sino que también se han
empleado los datos tomados entre 1975-1985 por un satélite (P-78-1) de la Fuerza Aerea de los EEUU, así
como otros telescopios en tierra (Kitt Peak, EEUU y Nobeyama, Japón).
Las investigaciones con el SOHO (Observatorio Heliosférico y Solar) han revelado el proceso por el cual el
Sol invierte su campo magnético cada 11 años. Esto sucede debido al efecto acumulado de más de mil
enormes erupciones denominadas eyecciones de masa coronal

30. PROTUBERANCIAS SOLARES
Las protuberancias solares son
enormes chorros de gas caliente
expulsados desde la superficie del
Sol, que se extienden a muchos
miles de kilómetros. Las mayores
llamaradas pueden durar varios
meses.
El campo magnético del Sol
desvia algunas protuberancias
que forman así un gigantesco
arco. Se producen en la
cromosfera que está a unos
100.000 grados de temperatura.
Las protuberancias son
fenómenos espectaculares.
Aparecen en el limbo del Sol
como nubes flameantes en la alta
atmósfera y corona inferior y
están constituidas por nubes de
materia a temperatura más baja y
densidad más alta que la de su
alrededor.

31. Esta protuberancia que muestra la ilustració fue , tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial
TRACE
La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000
kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos
extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol

32. Esta
impresionante
imagen del
TRACE
muestra grupos
de estos
majestuosos
bucles
calientes, que
pueden llegar a
expandirse más
de 30 veces el
diámetro del
planeta Tierra.

33. ESPICULAS SOLARES
En la fotografía puede verse la imagen con la resolución quizás más alta jamás lograda de estos
misteriosos tubos de flujo solar. Las espículas salpican la foto de la región solar activa 10,380, que
cruzó por el Sol en Junio de 2004, y se hace particularmente evidente en la alfombra de tubos oscuros
de la derecha

34. Algunas secuencias de
imágenes a intervalos
de tiempo han
revelado que las
espículas duran unos
cinco minutos,
comenzando como
tubos de gran altura
que elevan
rápidamente el gas, y
que se desvanecen
cuando el gas alcanza
su máxima altura y
cae de nuevo hacia el
Sol. Estas imágenes
también indican que la
causa última de las
espículas son unas
ondas, similares a las
de sonido, que fluyen
por la superficie del
Sol y traspasan la
atmósfera solar

35. MAGNETOSFERA SOLAR

36. Las imágenes del Telescopio
Ultravioleta Extremo a bordo
del Observatorio
Heliosférico y Solar (SOHO)
no revelaron nada raro
durante el intervalo del 9 al
11 de mayo de 1999. Esta
imagen muestra el gas a
1,500,000°C de la tenue
atmósfera exterior del Sol, la
corona.
Todos los patrones de esta
imagen responden a la
estructura del campo
magnético. Gracias a la alta
calidad de este instrumento,
se pueden ver más y menores
características que antes del
campo magnético solar

37. FUSIÓN TERMONUCLEAR
• El Sol se contrae por gravedad, el interior se calienta generando radiación (cuerpo
negro).
• Kelvin calculó que la energía gravitacional disponible duraría solo algunas
decenas de millones de años.
• Sin embargo, sabemos que el Sol ha permanecido en equilibrio hidrostático
mucho más tiempo, miles de millones de años.
¿Por qué?
• ¿Qué ocurre con la materia a 15.500.000 K y a 150 veces la densidad del agua?
• Ni moléculas ni átomos normales sobreviven, sólo núcleos de H, He y e- libres.
• Altas energías  fusión (dos partículas chocan y se funden en una)
Fuente de energía EL SOL

38. 
1
H 1
H 1
H 1
H 2e
 2e  2 4
He
Fusión de 4 núcleos de Hidrógeno para generar un núcleo de Helio
–e+: positrón, e: neutrino electrón,, : fotón en rayos X
Es muy poco probable que haya colisiones de 4 núcleos de hidrógeno:
hay pasos intermedios, la llamada cadena protón - protón

39. 1
H 1
H 2
H  e
 e
1
H 2
H 3
He  
3
He 3
He 4
He 1
H 1
H
CADENA
PROTÓN -
PROTÓN

40. BALANCE DE ENERGÍA
E=mc2
•La masa del 4He es 3,97mp, es decir, hay una diferencia de 0,03mp
respecto a 2 protones y 2 neutrones libres
Energía liberada en cada fusión es E=0,03mpc2
•Calculemos la tasa a la que el Sol usa su energía
•La luminosidad del Sol es 3,9 x 1026 Julios por segundo
•3,9 x 1026 =mc2=m(3x108)2  m=4x109 kg cada segundo
•¿Cuanto tiempo durará su combustible?
>Si el Sol consume todo su H, hay combustible para 90x109años.
>Pero como se quema H solo en el centro  5x109años.

41. GRAFICAS EL SOL
LUMINOSIDAD
MASA
TEMPERATURA
DENSIDAD

42. ECUACIONES
DE
ESTRUCTURA
EL SOL

43. EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO
P4 r2

GM(r)mcapa
r2
con M(r)  M( r)
pero, mcapa  4 r2
r(r)
 P 
GM(r)
r2
(r)r
∆r
∆p
r
r
R
EL SOL

44. CONSERVACIÓN DE LA MASA
rrrrM  )(4)( 2

EL SOL

45. EQUILIBRIO TÉRMICO
Designamos potencia liberada por gramo de material en reacciones nucleares a
  (,T,), [J /s gr]
, Composicion quimica
  Razon de producciondeenergia porvolumen
L  4 r2
r  L  Suma(L) 0  R
Luminosidad L
EL SOL

46. TRANSPORTE
DE ENERGÍA
Conveccion,
1
1
absorcion,Radiacion,
44
3
23
P
P
T
T
r
racT
L
T












EL SOL

47. ),,(,
),,(,
)(),,,(



TEmisividad
TOpacidad
nkTPTPPEstadodeEcuacion



ECUACIÓN DE
ESTADO,
OPACIDAD,
EMISIVIDAD
EL SOL

49. NUESTRA ESTRELLA
FIN