ENERGIA

JAVIER DE LUCAS

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%

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

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

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

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

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

OTROS DATOS DEL SOLMasa 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 5800oK

Temperatura central 15,500,000oK

Periodo de Rotacion en el ecuador 25 dias

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

• 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

32

2 4r

GMP

Sol

EL SOL

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 LD

aE

24

LUMINOSIDAD DEL SOL

ENERGIA DEL SOL

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)

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

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

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

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

Convección en la fotosfera del SolEl gas caliente sube produciendo gránulos brillantes

Convección EL SOL

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

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.

MANCHAS SOLARESLas 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.

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

LLAMARADAS SOLARESCada 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

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

. 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

PROTUBERANCIAS SOLARESLas 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.

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

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.

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

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

MAGNETOSFERA SOLAR

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

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

1H 1 H 1 H 1 H 2e 2 e 24 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

1H 1 H 2 H e e

1H 2 H 3 He 3 He 3 He 4 He 1 H 1 H

CADENA PROTÓN - PROTÓN

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.

GRAFICAS EL SOL

LUMINOSIDAD

MASA

TEMPERATURA

DENSIDAD

ECUACIONESDE

ESTRUCTURA

EL SOL

EQUILIBRIO HIDROSTÁTICO

P4 r2 GM(r)mcapa

r2

con M(r) M( r)

pero, mcapa 4 r2r(r)

P GM(r)

r2 (r)r

∆r

∆p

rr

R

EL SOL

CONSERVACIÓN DE LA MASA

rrrrM )(4)( 2

EL SOL

EQUILIBRIO TÉRMICODesignamos potencia liberada por gramo de material en reacciones nucleares a

(,T,), [J /sgr]

, Composicion quimica

Razon de produccion deenergia porvolumen

L 4 r2r L Suma(L) 0 R

Luminosidad L

EL SOL

TRANSPORTE DE ENERGÍA

Conveccion,1

1

absorcion,Radiacion,44

323

PP

TT

rracT

LT

Conveccion,1

1

absorcion,Radiacion,44

323

PP

TT

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LT

EL SOL

),,(,

),,(,

)(),,,(

TEmisividad

TOpacidad

nkTPTPPEstadodeEcuacion

ECUACIÓN DE ESTADO,

OPACIDAD, EMISIVIDAD

EL SOL

NUESTRA ESTRELLA

FIN