O sol y el estrella más cercano a la Tierra, está aproximadamente a 150 millones de kilómetros de nosotros, y es responsable de mantener todo el Sistema Solar en su Interaccióngravitacional: ocho planetas y los demás cuerpos celestes que lo componen, como planetas enanos, asteroides y cometas.
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Características del sol
La composición del Sol es de 74% en hidrógeno y 24% en helio, estando el porcentaje restante formado principalmente por oxígeno, carbón y planchar. Todos energíaproducido por el Sol proviene del proceso de Fusión nuclear debido a las altas temperaturas de su núcleo (unos 15 millones de kelvin) y su enorme presión.
En consecuencia, nuestra estrella puede convertir átomos de hidrógeno en helio, y los números son increíbles: cada segundo, el Sol fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio, convirtiendo parte de esa masa en energía, en forma de ondas electromagnéticas, como el gama.
En total, el sol consume alrededor de 4 millones de toneladas de su masa por segundo, una tasa más que suficiente para mantenerlo brillando durante los próximos 6 o 7 mil millones de años, debido a su
estupendopasta, que es aproximadamente 1,98,1031 kg, más de 330.000 veces la masa de la Tierra.No pares ahora... Hay más después de la publicidad;)
Debido a su enorme masa, el gravedad en la superficie del sol alcanza 274 m / s², 27,4 veces más grande que la masa de la Tierra. Esto hace que la velocidad de escape alcance los 617 km / s, más de 2 millones de kilómetros por hora.
el periodo de rotación del sol alrededor de su propio eje es 27dias para el tuyo Ecuador, que convierte el 7189 km / h, y desde 35dias para tu polos. Esta diferencia en el período de rotación produce una rotación diferencial (llamada dínamo solar), responsable de su gran actividad magnética, ya que toda la materia presente en la estrella está ionizada (en estado plasmático), dando lugar a la tormentassolar, erupcionescoronarias y manchassolar.
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estructura fisica del sol
El Sol se puede dividir en partes con diferentes propiedades físicas, mira cuáles son:
- Centro: donde ocurren fusiones nucleares, y el proceso de nucleosíntesis representa aproximadamente el 25% de la masa del Sol.
- Zona radiativa: donde la radiación electromagnética producida por el núcleo se refleja muchas veces, y se necesitan miles de años para escapar de su interior.
- Zona convectiva: una capa inestable que transmite calor por convección, las erupciones solares ocurren en esta región.
- Fotosfera: la capa más externa del Sol, sobre esta base se irradia toda la luz solar. La fotosfera tiene unos 100 km de espesor.
- Atmósfera: una capa de baja densidad que marca la transición entre la atmósfera solar y la corona solar.
- Corona: un aura de plasma que impregna millones de kilómetros alrededor del Sol, su temperatura puede alcanzar los 1.000.000 ºC. Se cree que esta temperatura aumenta debido al intenso campo magnético del Sol.
edad del sol
Se estima que la edad del Sol es 4.6 mil millones de años y eso, en aproximadamente 7 mil millones de años, él será un gigante rojo, con un radio ecuatorial 200 veces mayor que el actual (de 6.963,108 m, casi 109 veces el radio de la Tierra) y hasta 5000 veces más brillante, "tragándose" la órbita de nuestro planeta.
Al llegar a esta marca, el Sol podrá fusionar átomos de carbón debido a las altas temperaturas. Las etapas finales de la evolución estelar del Sol indican que esta estrella se convertirá en una a-N-ABlanco - una clase de estrellas extremadamentedenso - presenta menos de la mitad de su masa actual debido al proceso de fusión nuclear y la emisión de vientos solares, comprimidos en un radio hasta 17 veces más pequeño, dejando una gran nube de polvo de estrellas a su alrededor.
color del sol
El sol se considera un estrella de la secuencia principal (que produce su energía mediante la fusión de hidrógeno), de categoría a-N-AAmarillo. A pesar del nombre, no es una estrella pequeña o amarillenta, en realidad es más grande y brillante que una buena. parte de las estrellas visibles a simple vista, a pesar de estar muy lejos de ser una de las más grandes, o más luminoso.
el adjetivo Amarillo, a su vez, se relaciona con su temperatura superficial (unos 6000 ºC) y su luminosidad: esta es una muy estrella másfrío y menosluminoso que el blanco y el azul llaman.
Además, el sol es capaz de producir todasustedlongitudesenonda de luz visible, de modo que cuando se ve desde el exterior de la Tierra, su color es blanco. El tono amarillo que observamos al mirar esta estrella aparece debido a la dispersión de los rayos del sol al entrar en la atmósfera, vea la foto de abajo, tomada a 22 km de altura.
Temperatura del sol
La temperatura del Sol es bastante variada y puede resultar bastante compleja de entender, debido a la gran cantidad de conceptos que intervienen en su explicación. O centrosolar puedo alcanzar 15 millones de kelvin, es en esta región donde se forman los átomos de helio a través del Fusiónnuclear. La región inmediatamente cercana al núcleo, conocida como zonaradioactivo, puede tener temperaturas que oscilan entre 2 y 7 millones de kelvin.
En los márgenes de la zona radiactiva, se encuentra el zonaconvectivo donde grandes corrientes de plasma que son capaces de transmitir energía al exterior del Sol mediante convección. La zona convectiva tiene una temperatura promedio de 2 millones de kelvin. La superficie del Sol, a su vez, llamada fotosfera, tiene una temperatura media de 5778 por kelvin.
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Radiación solar
La energía producida por el Sol llega parcialmente a la Tierra en forma de ondaselectromagnético. En la superficie de la tierra, el intensidad de la radiación solar llega a las 1366 kW / m² (kilovatios por metro cuadrado), y este valor varía en menos del 0,1 por ciento durante todo el período orbital. Toda esta energía proviene de fusiones nucleares que tienen lugar en el núcleo del Sol y son capaces de convertir átomos de hidrógeno en átomos de helio.
Durante el proceso de fusión, aproximadamente el 0,7% de la masa de los átomos de hidrógeno se transforma en energía, según la famosa ecuación del físico. Albert Einstein: E = mc². Usando esta fórmula, podemos estimar que cada fusión nuclear es capaz de liberar hasta 6,8 megaelectrones voltios (MeV).
Aproximadamente el 1,3% de toda la energía que produce el Sol está en forma de partículas diminutas llamadas neutrinos. Tú neutrinos son tan pequeños que son capaces de atravesar el interior de nuestro planeta sin tocar un solo átomo. El Sol emite una gran cantidad de estas partículas, para que os hagáis una idea, aquí en la Tierra estamos expuestos a una flujo de 8,1010 neutrinos por centímetro cuadrado, cada segundo.
Como ya sabemos, gran parte de la energía restante que produce el Sol se emite en forma de ondas electromagnéticas. Tú fotonesenluz que se crean en el núcleo solar solo pueden llegar a su superficie después de un período de aproximadamente 170.000 años. Esto sucede debido a la alta densidad en el interior del Sol, por lo tanto, cuando miramos la estrella, la luz que llega a nuestros ojos se produjo al menos hace 170 mil años. Después de salir del Sol, la luz tarda poco más de ocho minutos en llegar a la Tierra.
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viento solar
además de ondas electromagnéticas y de los neutrinos, el Sol expulsa una gran cantidad de iones de hidrógeno y helio, dando lugar a lo que llamamos vientosolar. el viento solar es un plasmacalentado que puede viajar a velocidades de hasta 900 km / s. La temperatura del viento solar puede alcanzar hasta 1 millón de grados Celsius. Cerca de la Tierra, su temperatura es de unos 200.000 K.
El viento solar se propaga a través del medio interplanetario, a lo largo de un complejo trayectoriaespiral, guiado por el intenso campo magnético producido por el sol. Su alta velocidad significa que estas partículas llegan a Júpiter en aproximadamente 27 días, el mismo período que le toma al Sol completar una revolución alrededor de su propio eje.
Cuando las partículas del viento solar se encuentran campomagnéticoterrestre, se aceleran y giran en espiral hacia los polos magnéticos de la Tierra. La excitación provocada por la fricción entre las partículas del viento solar y la atmósfera da como resultado la emisión de luz visible, conocida popularmente como Aurorapolar.
Se estima que la influencia magnética del Sol se extiende entre 84 y 94 unidades astronómicas, a estas distancias, todavía es posible detectar la presencia del viento solar y la influencia del campo magnético del Sol. La unidad astronómica, a su vez, equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol, es decir, unos 150 millones de kilómetros. A modo de comparación, el planeta Neptuno se encuentra a 30 unidades astronómicas del Sol.
evolución del sol
El Sol está "quemando" hidrógeno al menos 4.6 mil millones de años. Algunos modelos físicos indican que la estrella está a la altura 10% más brillante cada mil millones de años, por lo que el sol de hoy es aproximadamente un 40% más brillante que en el momento de su creación.
O futurodelsol estará marcado por el momento en que todo su hidrógeno se convierta en helio. Cuando esto suceda, su tamaño aumentará hasta 200 veces, alcanzando la órbita de Venus.
En el Final de tu vida, el sol sufrirá una enorme colapsogravitacional, su tamaño se reducirá hasta convertirse en un estrella enana blanca. Los astrónomos estiman que, en esta etapa, el Sol tendrá aproximadamente 50% de tu masa actual y que su tamaño es comparable al de la Tierra.
Por mí. Rafael Helerbrock
