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Descripción del sol y sus partes.

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Sol Presentation Transcript

  • 1. Contenido• Introducción• Distancias relativas• Atmósfera solar• Partes del Sol
  • 2. Introducción • El sol posee un radio de 109.1 veces el tamaño de la tierra. • Un modelo a escala de la Tierra y la Luna puede ser fácilmente dibujado en el Sol
  • 3. Distancias relativas• La distancia del sol a la tierra es ____• Esto significa que la tierra cabe _____veces.• Vamos a calcularlo…
  • 4. La atmósferasolar• Bajo la superficie…• Fotósfera – Gránulos – Supergránulos • Corona – limbo • Zona de convección• Cromósfera • Zona de radiación – Flamas • Núcleo – protuberancias
  • 5. La atmósferasolar• Sobre la superficie… – Viento Solar• Actividad Solar • Movimiento del Sol – Heliosismología – Manchas Solares – Campos magnéticos
  • 6. Partes del sol
  • 7. Partes del sol
  • 8. Parte interior del sol
  • 9. Fotósfera• Superficie visible del sol.• Capa de gas de 500 Km de profundidad.(como un papel alrededor de una bola de bowling)• Es lo suficientemente densa para emitir mucha luz pero muy densa para permitir que la luz escape.
  • 10. Fotósfera • Temperatura mayor de 6,000 K. (como la temperatura de la soldadura eléctrica) • La luz que emite es una mezcla de los fotones emitidos por gases a diferente temperatura
  • 11. Granulaciones • Son realmente corrientes de convección que transportan la mayor parte de la energía del interior del sol al exterior. • Cada uno dura alrededor de 20 minutos. • Cada uno mide alrededor de 1,000 km de diámetro, del tamaño de Texas
  • 12. Supergranulaciones • Regiones de alrededor de 30,000 km de diámetro (2.3 veces el diámetro de la Tierra) • Incluye 300 granulaciones • Duran uno o dos días • Se cree que soncausadas por grandes corrientes de gas bajo la fotosfera
  • 13. Limbo • Es un oscurecimiento de los bordes del sol causado por la absorción de luz de la fotósfera. • Esta capa más oscura prueba que la temperatura de la fotósfera disminuye con la altura
  • 14. Penumbra• Rodea a la umbra a especie de "corona" negra con filamentos brillantes de longitudes del orden de 0.3 (unos 200 km).• Su duración ronda los 45 minutos y la velocidad de cambio es de 12 minutos.
  • 15. • Se extiende 30 vecesCromósfera el diámetro terrestre • Capa invisible e irregular de gas muy densa sobre la fotósfera. • Su temperatura puede fluctuar entre 6000° C hasta los 20,000° C su promedio es de 10,000 K • Solo se ve en un eclipse solar total. • Su nombre significa color
  • 16. Cromósfera Figura 8-4 pág 151 • En los eclipses totales, se ve de color rojo brillante. • En ella tienen lugar los “flares” solares, que son aumentos instantáneos en el brillo, debido a aumentos enormes de energía. • Tienen lugar en las regiones activas brillantes alrededor de las manchas solares.
  • 17. Gráficas de Temperaturas
  • 18. “Flares” • Son como flamas • Duran desde unos pocos minutos a un par de horas. • Se generan R-X, R-UVA, radiación visible, IR y Radio, así como chorros de partículas atómicas. • Si la Tierra está situada en la posición "correcta", los efectos de estos flares se observan como auroras polares y tormentas magnéticas.
  • 19. Protuberancias• Conocidas también como prominencias o “flares”• Visibles en el limbo solar durante los eclipses solares totales o utilizando un coronógrafo.• Son "nubes" de material a 10,000 K que está siendo absorbido por la baja corona (1,000,000 K).• Reciben el nombre de filamentos cuando se ven proyectados sobre la superficie solar.
  • 20. Protuberancias• El motivo por el que mantienen su relativamente baja temperatura en la ardiente corona es un misterio.• Además, los procesos que permiten a un flare desaparecer y formar una prominencia también se desconocen.• Y otro misterio más, las prominencias pueden desaparecer (y volverse a formar) sin razón aparente alguna.
  • 21. Flares
  • 22. Corona• Se extiende desde la zona superior de la cromosfera hasta zonas cercanas a la órbita terrestre.• Es enormemente caliente, tiene una densidad bajísima y muy pequeño contenido de calor.• Las largas estructuras observadas en ella se deben a campos magnéticos que conectan regiones activas en el sol.
  • 23. Corona• El mecanismo por el que se calienta, todavía sigue a debate.• Su forma, estructura y brillo varía según el ciclo de las manchas solares.• Solo puede ser observada durante eclipses solares totales
  • 24. Zona de convección • Donde hay corrientes circulares de gases y se transfiere la mayor parte de la energía hacia las capas superiores • La energía producida en el núcleo se toma aprox. 20 millones de años en moverse desde el núcleo hasta la superficie y convertirse en un rayo de sol.
  • 25. Zona de radiación • Lugar donde los fotones son absorbidos y reemitidos a bajas energías
  • 26. Núcleo• Es la parte central del Sol.• Muchos científicos piensan que la temperatura y la densidad aumentan de la superficie hacia el núcleo.• Por esto la temperatura aumenta a 15 millones de K y la presión a 200 atm.• Siendo el núcleo una planta de fusión nuclear generando la energía del Sol.• Esto sucede fusionando átomos de hidrógeno a helio.
  • 27. Identifica y explicapartes del sol: • Núcleo • Zona de radiación • Zona de convección • Corona • Protuberancias
  • 28. Heliosfera
  • 29. Viento solar • El campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. • Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. • Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
  • 30. Viento Solar• Es el flujo constante del material arrojado desde la corona• El gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación.• El viento solar de los grandes agujeros de la corona puede durar varios meses es muy fuerte.
  • 31. Viento solar• Rotación solar en estas regiones de fuerte viento solar son conocidas como corrientes de viento a gran velocidad.• Suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra.• El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
  • 32. Manchas Solares• Poros: – Son manchas sin penumbra. – cambian rápidamente – Pueden marcar la posición de la formación de nuevas manchas o aparecer en grupos. – Su duración varía desde unas horas a un día. Carecen de penumbra.
  • 33. Manchas solares • Areas de vacío – Zonas en las que la granulación se pierde para volverse a formar en pocos minutos. – Pueden variar en brillo y así convertirse en poros.
  • 34. Manchas solares• Umbrae – Es el "corazón" negro de la mancha. – Su tamaño aproximado es de 10,000 km de diámetro – su color varía entre el negro y el marrón rojizo. – Los centros más oscuros están separados por zonas brillantes. – Cuanto mayor es el campo magnético, más negras son; así, son mucho más oscuras durante un máximo solar que durante un mínimo.
  • 35. Manchas solares• Anillo luminoso externo – Situado entre la penumbra y la fotosfera – Su temperatura es superior a la de la fotosfera del orden de 50,000 a 100,000 K. – Su formación se cree debida a la emanación de energía del interior del Sol hacia su superficie y que al encontrar una zona de umbra "choca" con ella y escapa hacia los laterales de esta, terminando por fluir a su alrededor.
  • 36. Clasificación de las manchas Waldmeier
  • 37. La vida del sol• A = “nacimiento del Sol• B = mitad del Hidrógeno usado• C = Hidrógeno en el núcleo usado – fusión del hidrógeno comienza. – El radio del sol se agranda en un 40% – Su luminosidad es el doble de brillante.• D = Uno y medio billón de años más tarde la superficie del Sol es 3.3 veces el tamaño que tiene hoy – Su temperatura es cerca de 4300 grados – Visto de la Tierra se verá como una gran esfera anaranjada.• La temperatura del núcleo aumentará de forma que helio se fusione en carbono
  • 38. Viento solar
  • 39. Aurora Borealis
  • 40. Mapa de la densidad de lacorona
  • 41. Evolución del Sol
  • 42. Temperatura
  • 43. Campo magnético del sol
  • 44. Preparado por:Prof. Elba M. SepúlvedaRevisado octubre 2012 ©