|
|
La temperatura del sol
|
¿Quiere saber cual es la temperatura del sol?.Todo acerca del sol
Agregado: 09 de JUNIO de 2005 (Por anonimo) | Palabras: 4041 | Votar |
1 voto 
| Promedio: 10
|
Sin comentarios | Agregar Comentario | Promedio: 10
Categoría: Apuntes y MonografÃas > Varios >
Material educativo de Alipso relacionado con temperatura del sol
Enlaces externos relacionados con temperatura del sol
Autor: anonimo (info@alipso.com)
¿Quiere saber cual es la temperatura del sol?
Que temperatura tiene el sol
El Sol es el elemento más importante en nuestro sistema solar. Es el objeto más grande y contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requerirían ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en la superficie.
La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. 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.
La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una temperatura promedio de 4,000°C (7,000°F).
La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol. (Vea la Imagen del Eclipse Solar).
El sol aparentemente ha estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida, el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca -- será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de años para enfriarse completamente.
Otra teoría para saber que temperatura tiene el sol
TEMPERATURA DEL SOL
Hagamos una estimación de la temperatura que debe reinar en el núcleo del Sol para que se pueda producir la reacción de fusión. Realicemos una aproximación simple suponiendo para ello que los dos protones deben acercarse a distancias en las cuales empiecen a actuar las fuerzas nucleares de atracción. Según modelos atómicos simples, estas distancias deben ser del orden de los 2•10-15 m o menores.
Esta sería la energía cinética mínima que deberían poseer los protones en el plasma que forma el núcleo del Sol. Si aplicamos los resultados de la teoría cinética clásica, la energía cinética media de los protones no dependerá de la presión, ni del volumen o del tipo de partículas, sino sólo de la temperatura y tendría el valor , donde k=1,38•10-23 J K-1 es la constante de Boltzmann, y T sería la temperatura absoluta del Sol.
La temperatura obtenida es la que debería existir en el núcleo del Sol donde se producen la reacción de fusión. Sin embargo, el Sol tiene diversas zonas, más exteriores al núcleo, con temperaturas mucho más bajas. Así, la superficie del sol es la parte que, vista desde la Tierra, nos hace suponer que es la que produce la radiación solar, y por eso se denomina fotosfera.
El análisis de la luz emitida por el Sol refleja que el máximo de energía radiante está situado en una longitud de onda lm = 500 nm (1 nm = 10-9 m ). Suponiendo que el Sol se comporta como un cuerpo negro, se puede aplicar la ley de Wien y deducir la temperatura de su capa exterior. La ley de Wien establece que lm•T = 2,898•10-3 m•K , por lo que podemos estimar la temperatura de la fotosfera en:
T- = 2,898•10-3 m•K
--------------------- = -5796 K
500.10 9 m
El Sol
Datos derivados de la observación
Distancia media desde la Tierra 149.597.871 km
Brillo visual (V) 26,8m
Magnitud absoluta 4,8m
Características físicas
Diámetro 1.392.000 km
Diámetro relativo (dS/dE) 109
Superfície 6,09 × 1012 km²
Volumen 1,41 × 1027 m³
Masa 1,9891 × 1030 kg
Masa relativa a la de la Tierra 333.400
Densidad 1.411 kg m-3
Densidad relativa a la de la Tierra 0,26
Densidad relativa al agua 1,409
Gravedad en la superficie 274 m s-2
Gravedad relativa en la superficie 27,9 g
Temperatura de la superficie 5.780 K
Temperatura de la corona 5 × 106 K
Luminosidad (LS) 3,827 × 1026 J s-1
Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36m
A 30° de latitud: 28d 4h 48m
A 60° de latitud: 30d 19h 12m
A 75° de latitud: 31d 19h 12m
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico 2,2 × 108 años
Composición de la fotosfera
Hidrógeno 73,46 %
Helio 24,85 %
Oxígeno 0,77 %
Carbono 0,29 %
Hierro 0,16 %
Neón 0,12 %
Nitrógeno 0,09 %
Silicio 0,07 %
Magnesio 0,05 %
Azufre 0,04 %
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o ausencia en el cielo determina el día o la noche respectivamente. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos que constituyen la base de la cadena trófica. Así pues, es la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo.
Tabla de contenidos [mostraresconder]
1 Nacimiento y muerte del Sol
2 Estructura del Sol
2.1 Núcleo
2.2 Zona radiante
2.3 Zona convectiva
2.4 Fotosfera
3 Energía solar
4 Precauciones necesarias para observar el Sol
Nacimiento y muerte del Sol
Más información en: Evolución estelar
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. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retenerlo. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. 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. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.
[editar]
Estructura del Sol
Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier gran cuerpo esférico, todas las partículas que lo constituyen tratan de caer hacia el centro por la fuerza gravitacional, pero no todas pueden hacerlo porque son rechazadas por la fuerza de presión de radiación y la presión del gas. Debido a que estas fuerzas se compensan, la estrella ni se colapsa hacia adentro sobre sí misma ni se disgrega. Es el llamado equilibrio hidrostático. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la Astronomía dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.
[editar]
Núcleo
Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. El físico austríaco Fritz Houtermans y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para ver si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares que originan las temperaturas extremadamente altas de su interior. Temperaturas que son del orden de 10 a 20 millones de grados. Así pues, las reacciones de fusión son las fuentes de energía del Sol y las estrellas. Fue en 1938 cuando Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker, en Alemania, simultáneamente e independientemente encontraron el hecho notable de que el grupo de reacciones en las que intervienen carbono y nitrógeno constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", que es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc2, donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
1H1 + 6C12 → 7N13;
7N13 → 6C13 + e+ + neutrino;
1H1 + 6C13 → 7N14;
1H1 + 7N14 → 8O15;
6O15 → 7N15 + e+ + neutrino, y por último
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos
4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.
La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 1014 Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfiel en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón, constituyendo un deuterón, es decir un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción es: 1H1 + 1H1 → 2H2 + e+ + neutrino; 1H1 + 1H2 → 2He3; 2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.- El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio, la presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándose cada vez más las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primera se agote, con lo cual se verificará el mismo proceso que al agotarse el hidrógeno. De este modo el núcleo comenzará a contraerse, hasta convertirse nuestro Sol en una enana blanca y, más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.
[editar]
Zona radiante
Es la zona exterior al núcleo en la que el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hacia el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que no al revés. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, moviéndose a la velocidad de la luz en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.
[editar]
Zona convectiva
Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto el transporte de energía se realiza por convección en la que el calor se transporta de manera no homogenea y turbulenta por el propio fluído. Los fluídos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad por lo tanto se forman corrientes ascendentes de material desde la zona calentada hasta la zona superior y regiones descendentes de material desde las zonas exteriores frías estableciéndose corrientes convectivas. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensa de su energía. Se forman así secciones convectivas de turbulencia, en que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. El estudio de las oscilaciones solares constituye la heliosismología.
[editar]
Fotosfera
La fotosfera es la zona desde la que se emite prácticamente toda la luz visible del Sol y se considera como la superficie solar, la cual, vista con el telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se nota fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del borde es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Pero al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar y está mirando hacia las capas superiores de la fotosfera, que están más frías y emiten con una intensidad menor que las capas más profundas en la base de la fotosfera; por esta razón, el borde o limbo aparece menos brillante que el centro. La fotosfera tiene unos 100 o 200 km de profundidad.
Es muy curioso que un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No pensemos que los fotones viajan más rápidamente ahora; no, siempre han ido y van a la misma velocidad de 299.792.458 m/s, lo que sucede es que el camino ahora es libre y antes estaba sujeto a continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias como lo hacía en el interior del Sol.
Hemos indicado al comienzo de este apartado, que la superficie solar se presenta como formada por un gran número de gránulos brillantes. Estos gránulos tienen muchas veces forma hexagonal y separados por finas líneas oscuras. Son la evidencia del movimiento burbujeante de gases calientes en la parte exterior del Sol como consecuencia del transporte del calor desde el interior al exterior por convección. La fotosfera es una masa en continua ebullición de gránulos brillantes en movimiento con una duración media de vida de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorio en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, que original la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación. Contiene cientos de gránulos individuales, y por lógica, al ser mayores sobreviven entre 12 y 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.
El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, evidentemente inferiores a los aproximados 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4 , donde σ = 5.67051 x 10-8 W/m2/K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Entre la fotosfera y la corona solar encontramos la cromosfera.
[editar]
Energía solar
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.
Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aun muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.
Precauciones necesarias para observar el Sol
No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.
Fuentes:http://es.wikipedia.org/wiki/Sol.www.mundodescargas.com/servicios/ curiosidades/que_temperatura_tiene_el_sol.htm
Comentarios de los usuarios
Agregar un comentario:
Aún no hay comentarios para este recurso.
Boletín de Novedades
Acceso rápido
• Monografias
• Examenes
• Enlaces
• Publicar material o sitio
• Foros
• Diversion
• Test de Orientacion
• Institutos
• Secundarios
• Universidades de Argentina
• Residencias Universitarias
• Guia de Carreras Universitarias y Cursos
• Cultura del Mundo
• Buscador en tu sitio
Sobre ALIPSO.COM
Monografias, Exámenes, Universidades, Terciarios, Carreras, Cursos, Donde Estudiar, Que Estudiar y más: Desde 1999 brindamos a los estudiantes y docentes un lugar para publicar contenido educativo y nutrirse del conocimiento.
Contacto »Legales