Segunda presentación de una serie de 9 sobre el Sistema Solar. Se explica el origen y final del Sol y su estructura.

1. EL SOL

2. El Sol
• Es una estrella G2
• 4500 millones de
años.
•150 millones de
kilómetros (1 UA)

3. El Sol
Contiene el 99,8 % de toda la masa del Sistema Solar. Está compuesto
por un 70 % de hidrógeno y un 28 % de helio. El 2 % restante es
oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, hierro, silicio, magnesio, azufre y
otros elementos químicos.

4. El Sol
Su diámetro es 109 mayor que el
de la Tierra y su masa 330 000
más grande.
La distancia media Sol - Tierra es
de unos 150 000 000 km.
Si pudiéramos pesarnos en su
superficie pesaríamos 28 veces
más.

5. El Sol
El Sol rota de forma diferencial, es decir, rota más rápido en el
ecuador que en los polos.

6. De todas formas, el Sol es una estrella bastante normal y no muy grande.
Hay más de 100 millones de estrellas como el Sol en nuestra galaxia.

7. Las hay mucho más grandes.

8. El Sol
• Seres vivos: energía primaria
• Clima.

9. El Sol
El Sol presenta un estructura interna en forma de capas.

10. El Sol
Aunque se compone por un 70 % de hidrógeno y un 28 % de
helio, las proporciones de hidrógeno y helio varían del núcleo a la
superficie.
Hidrógeno
80
70
60
50
40
30 Helio
20
10 Otros elementos
Núcleo Superficie

11. El núcleo
16 millones de
grados.
Fusión nuclear.
4 1H¹ → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV

12. Zonas radiativas y convectivas
Plasma (H y He ionizados).
Zona radiactiva
La energía generada en
el núcleo se transporta a
la siguiente capa por
radiación.
Zona convectiva:
La energía se transporta
por convección.

13. Fotoesfera
Superficie solar.
La energía se emite en forma de radiación visible.
Gránulos brillantes.

14. Fotoesfera
Manchas solares.

15. Fotoesfera
Una sola mancha puede
llegar a medir hasta
12.000 km pero un grupo
de manchas puede
alcanzar 120.000 km de
extensión e incluso
algunas veces más.

16. Fotoesfera
El número de manchas es variable con el tiempo, pero sigue un ciclo de 11 años
aproximadamente. Cada 11 años la actividad solar pasa por un máximo.
Algunos científicos piensan que la actividad solar influye en el clima de la Tierra.

17. Cromosfera
La cromosfera es una capa
exterior a la fotosfera
visualmente mucho más
transparente.
Las protuberancias solares
ascienden ocasionalmente
desde la fotosfera
alcanzando alturas
enormes.

18. Cromosfera
Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde
la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilómetros. El campo
magnético del Sol desvía algunas protuberancias formando un gigantesco arco.

19. El Sol

20. El Sol

21. Las fulguraciones son enormes explosiones que se
producen en la superficie del Sol. Normalmente aparecen
cerca de manchas solares.

24. Corona solar
La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera
superior solar. Desde la corona se emite gran cantidad de energía en rayos X.

25. Corona solar
La corona solar solamente es observable desde el espacio con
instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar
artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra

26. Corona solar
El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación
solar dando lugar a un viento solar.

27. Corona solar
Las eyecciones de masa coronal son explosiones en la corona solar que expulsan
partículas solares.

28. Eyección de masa coronal
Las CME pueden alcanzar la Tierra dañando los sistemas de comunicaciones y
redes eléctricas

29. Auroras
Las partículas expulsadas del Sol por una EMC son desviadas hacia los polos
por el campo magnético y pueden formar las auroras.

30. Auroras

31. Heliopausa
El viento solar forma un burbuja en el medio interestelar. El punto en el que la
fuerza del viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el
medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el quot;bordequot;
más exterior del sistema solar.

32. Formación del Sol
El Sol se formó hace unos
4.500 millones de años a
partir de nubes de gas y
polvo que ya contenían
residuos de generaciones
anteriores de estrellas.

33. Formación del Sol
El proceso de formación de una estrella se divide en dos fases, como
nube molecular y como protoestrella.

34. Formación del Sol
Las nubes empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada
vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta
progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la
periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy
caliente. Es la protoestrella.

35. Formación del Sol
El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las
reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una
vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la
llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida.
Nuestro Sol se encuentra en esta secuencia principal y seguirá quemando
hidrógeno de manera estable por 5000 millones de años.

36. Muerte del Sol
•Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos
abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de
hidrógeno adyacente.
•El Sol seguirá compactándose hasta que su temperatura
sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio
del núcleo.
•Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se
irán expandiendo paulatinamente.
•Se expandirán tanto que el radio del Sol, para
entonces, será tan grande que habrá engullido a
Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra.

37. Muerte del Sol
El Sol se habrá
convertido en una
gigante roja.

38. Muerte del Sol
Durante su etapa como gigante roja
(unos 1.000 millones de años) el Sol
irá expulsando gas cada vez con
mayor intensidad. En los últimos
momentos de su vida el viento solar
se intensificará y el Sol se
desprenderá de toda su envoltura,
la cual, formará, con el tiempo, una
nebulosa planetaria.

39. Muerte del Sol
El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un
estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones entre los
electrones extremadamente cercanos frenarán el colapso. Quedará entonces,
como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá
enfriando paulatinamente.

40. El Sol
Pero todavía queda mucho
...