Sol generalidades

1. EL SOL
Nuestra estrella

2. CARACTERÍSTICAS

3.  Es la única estrella en el
Sistema Solar.
 Es la estrella más
cercana a la Tierra
(150.000.000 km, 1 UA).
 Se formó hace 4.650
millones de años.
 Tiene combustible para
5.000 millones más.
 Su volumen es tan
grande que en su interior
cabrían 1.300.000
Tierras.
 Se necesitan 330.000
Tierras para igualar su
masa.

4.  Se compone principalmente por:
75% de HIDRÓGENO
23% de HELIO
2% de elementos pesados (entre ellos: Carbono,
Nitrógeno, Oxígeno, Hierro, Calcio).
 Su temperatura superficial
es de 5.800 K.
 La mayor parte del Sol se
encuentra en estado de
plasma.
 Actualmente se estudia
desde satélites (SOHO, SDO,
entre otros). Éstos permiten
apreciar aspectos que, hasta
ahora, no se habían podido
estudiar.

5. ESTRUCTURA

6. 1) Núcleo.
2) Zona Radiante.
3) Zona Convectiva.
4) Fotosfera.
5) Cromosfera.
6) Corona.

7. Núcleo

8. NÚCLEO
 Es la zona del Sol donde se produce la energía a
través del proceso de fusión nuclear, debido a la
alta temperatura (15.000.000 K).
 4 núcleos atómicos de Hidrógeno (Protones) se
fusionan originando un núcleo de Helio, con un gran
desprendimiento de energía (Rayos Gamma γ):
Reacción Protón-Protón.
FUSIÓN NUCLEAR
Transformación de
Hidrógeno en Helio.

9. + +
u e+
+
+0
2
H
+
0
+
3
H
+
0
+
3
H
+ +
0
+
4
H
0 +
g

10. Zona Radiante
Núcleo

11. Núcleo
Zona Radiante
Zona Convectiva

12. ZONAS DE TRANSFERENCIA
DE ENERGÍA
 La energía liberada en el núcleo son fotones o radiación
gamma (γ). Esta radiación es absorbida y remitida
miles de veces antes de llegar a las capas superiores ya
convertida en Rayos X, UV, Luz visible e IR.
 Este proceso, puede durar unos 100.000 años.
ZONA RADIANTE
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.

13. Núcleo
Zona radiante
Zona Convectiva
Fotosfera

14. FOTOSFERA
 Es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la
parte del Sol que nosotros vemos, la superficie.
 Esta formada por gránulos: células convectivas de
centenares de kilómetros de diámetro que transfieren
la energía al exterior. Duran algunos minutos.
 Desde aquí se irradia luz y calor al espacio.
 En la fotosfera se aprecian fenómenos como
manchas oscuras que están relacionadas con los
campos magnéticos del Sol, y las fáculas que son
regiones brillantes alrededor de las manchas.

15. Núcleo
Zona Radiante
Zona Convectiva
Fotosfera
Cromosfera

16. 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 millón de grados.
 Esta formada por gases y en ella existen
fortísimos campos magnéticos.
 En ella se generan fenómenos como por ejemplo
las Protuberancias.

17. Núcleo
Zona radiante
Zona de convección
Fotosfera
Cromosfera
Corona solar
La Corona
es la
atmósfera
exterior.
Tiene muy
baja
densidad.

18. CORONA
 Capa de gran extensión, temperaturas altas y de
bajísima densidad.
 Está formada por gases y gigantescos campos
magnéticos que varían su forma de hora en hora.
 Ésta capa es vista durante la fase de totalidad de
un eclipse de Sol.
 En ella se genera el Viento Solar.

19. ACTIVIDAD SOLAR

20. MANCHAS SOLARES
 Las manchas son el lugar de fuertes campos magnéticos.
 Generalmente “crecen” y duran desde varios días hasta
varios meses.
 Las observaciones de las manchas solares reveló que el
Sol rota en un período de 27 días.
 El número de manchas solares en el Sol no es constante,
y cambia en un período de 11 años conocido como el ciclo
de actividad solar.

21. 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.

22. EL VIENTO SOLAR
 Es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones
y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a
altas velocidades (400 km/s) 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.

23. EYECCIONES CORONALES DE
MASA
 Es la erupción de una gigantesca burbuja de
material desde la alta atmósfera Solar (Corona).
 Ese flujo de partículas cargadas viajan a 500km/s
y cuando llegan a la Tierra se generan
tormentas magnéticas.
 Efectos de tormentas magnéticas: auroras
polares, daños a satélites, interferencia en las
comunicaciones, daños en redes eléctricas.

25. CLIMA ESPACIAL
 Estudia el efecto de la actividad Solar en nuestro
planeta.
 Nuestro planeta esta rodeado por un campo
magnético que desvía la mayor parte del viento
Solar y de las eyecciones coronales de materia,
formando un escudo protector. En algunas
ocasiones se generan tormentas magnéticas.
 Hoy los satélites pueden anticipar con algunas
horas su impacto en la Tierra, alertando a tomar
medidas preventivas para reducir daños.

26. Fin