u.1.

ANTARES - Módulo 4 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC
Unidad didáctica 1:
Una estrella llamada Sol
Emisión del Sol en rayos X.
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1.1. Introducción
Figura 4-1-1: Corte de la estructura del Sol, donde se dibujan todas las capas desde el
núcleo hasta la corona.
Nuestro Sol es una estrella con una característica importante que está muy
próxima a la Tierra, 300 000 veces más próxima que α Centauri que es la
siguiente estrella más cercana. Mientras α Centauri está a una distancia de 4.3
años luz, el Sol está a sólo 8 minutos luz.
El Sol es una estrella típica y por los valores de su masa, tamaño, temperatura
superficial y composición química la podríamos situar como una estrella
media. Ya que existen estrellas mucho más masivas, grandes y calientes que
el Sol y también estrellas más pequeñas y frías. Pero a diferencia de las otras
estrellas el Sol, debido a su proximidad, permite estudiarle con mucho más
detalle y resolución. El Sol no es una fuente puntual como las demás estrellas,
se pude estudiar su superficie con resolución espacial. Estudiando el Sol
podemos aprender sobre la naturaleza de las estrellas en general.
El Sol, como las demás estrellas, es una esfera de gas que se mantiene unida
por su propia gravedad y que emite luz por las reacciones nucleares que
tienen lugar en su núcleo. En sus propiedades físicas y químicas el Sol es
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muy similar a la mayoría de las estrellas.
El Sol tiene una superficie, pero no sólida ya que no contiene material sólido,
que es lo que llamamos el disco solar y que podemos ver mirando al Sol con
un filtro. Esta superficie recibe el nombre de fotosfera y esta es realmente la
única capa del Sol que vemos directamente y la que emite la casi totalidad de
la radiación solar. Encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera y la capa
más exterior y muy poco densa, recibe el nombre de corona. A grandes
distancias la corona se transforma en el viento solar que escapa del Sol y
penetra en el sistema solar (Figura 4-1-1).
Debajo de la fotosfera está la zona convectiva, que se extiende hasta 200 000
km, en ella el gas solar está en constante movimiento. La región central del
Sol, conocida como su núcleo, es donde tienen lugar las reacciones nucleares
que generan la energía emitida por el Sol. Entre el núcleo y la zona convectiva
se encuentra la zona radiativa donde la energía se transporta por radiación
(Figura 4-1-1).
En la superficie solar se desarrollan fenómenos tales como las manchas
solares, que son concentraciones del campo magnético, protuberancias,
fulguraciones, etc. Estos fenómenos reciben el nombre de actividad solar y
algunas de sus manifestaciones, como por ejemplo las manchas, siguen un
ciclo de periodo 11 años que es parte de un ciclo más general de 22 años que
afecta a toda la atmósfera solar.
El estudio del Sol es también importante ya que el Sol es nuestra fuente de
calor y luz, la vida no sería posible en la Tierra sin la energía suministrada por
el Sol. Un pequeño cambio en el tamaño o en la temperatura superficial
alteraría dramáticamente las condiciones en la Tierra, fundiendo los hielos
polares o produciendo otra edad de hielo.
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1.2.Descripción física
El Sol es la esfera brillante de gas que se mueve a través del cielo todos los
días, pero realmente sólo estamos viendo una capa del Sol, la zona interna a
esta capa, denominada el interior solar, no es directamente observable; ni
tampoco las capas más externas de la atmósfera solar que se extienden a
través del espacio interplanetario. La capa que vemos es la fotosfera, que
simplemente significa la esfera de la que viene la luz (del griego photos, luz).
Cuando decimos que el radio del Sol es 700 000 km, realmente es el radio de
la fotosfera, que es 110 veces él de la Tierra y su volumen es
aproximadamente un millón de veces el terrestre. La masa del Sol es 2 x
1030 kg, esto es, 332 946 veces superior a la terrestre, entonces la densidad
media ( la masa divida por el volumen) es muy débil: 1.4 g cm-3 comparada
con la terrestre 5.5 gr cm-3, y revela la gran abundancia de elementos ligeros
como es típico en la mayoría de las estrellas. Aproximadamente el 94 % de los
átomos son hidrógeno, el 5.9 % son de helio y el resto, 0.1 %, es una mezcla
de todos los elementos más pesados.
El Sol no está inmóvil en el espacio, sino animado de una rotación alrededor
de un eje que forma un ángulo de 7º 15' con la perpendicular a la eclíptica.
Esta rotación es diferencial, más rápida en el ecuador (una vuelta cada 25
días) que en los polos (34 días). El Sol no gira, pues, como lo haría un cuerpo
sólido sino como un fluido.
El Sol es una estrella normal de tipo espectral G2 enana y situada hacia la
mitad de la secuencia principal del diagrama H-R. La radiación emitida por la
fotosfera alcanza su máximo en la región visible del espectro y es por tanto
una estrella amarilla.
Debajo de la fotosfera se encuentra el interior solar. Toda la energía solar se
genera en el núcleo que, en su fase de vida actual, tiene un tamaño
aproximado del 10 % del radio solar.
En 1920 , Eddington demostró que la temperatura del centro del Sol era
mucho más grande que lo que se había pensado y R. Atkinson sugirió que en
estas condiciones era posible que en el núcleo solar tuviesen lugar
reacciones nucleares, los núcleos de hidrógeno situados cerca del centro
solar podrían fusionarse para producir núcleos de helio, en esta reacción una
pequeña cantidad de masa se transforma en una gran cantidad de energía.
La energía nuclear generada en el interior del Sol se transporta hacia la
superficie, desde las regiones más calientes hacia las más frías. Los fotones
generados en las reacciones nucleares en el centro, se mueven hacia la
superficie de la estrella donde pueden escapar debido a la menor densidad de
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las capas externas. La energía generada en el centro tarda, aproximadamente
de cien mil a un millón de años, en alcanzar la superficie solar y finalmente
escapa como luz solar.
La energía emitida por segundo por su superficie, llamada luminosidad solar,
es 3 x 1026 W. Para producir esta luminosidad se deben convertir 6 x 1011 kg
de hidrógeno en helio cada segundo. El Sol contiene suficiente hidrógeno
para continuar radiando, en la misma proporción que la actual, durante otros
4500 millones de años.
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1.3.Fotosfera
Figura 4-1-2: Fotografía de la superficie solar mostrando la granulación solar. Los
gránulos, con un tamaño aproximado de 1000 km, son células convectivas.
La fotosfera tiene aproximadamente 300 km de espesor, y es en ella donde se
origina la práctica totalidad de la radiación visible emitida por el Sol. Gracias a
su proximidad se puede estudiar su superficie en detalle, aunque este estudio
se ve limitado por la turbulencia en la atmósfera terrestre, sobre todo, debido
a que las observaciones solares se realizan durante el día, cuando la
atmósfera se calienta por la radiación solar y es más turbulenta que durante la
noche. Para la observación solar hay que elegir lugares de alta montaña
donde la turbulencia sea mínima. Así se pueden observar con detalle
características de la superficie solar tan pequeñas como 1 segundo de arco (
que corresponden a unos 700 km).
De esta forma se detecta la llamada granulación solar, la cual es una
manifestación de la convección, que se origina en la capa situada debajo de la
fotosfera. Los gránulos, de unos 1 000 km de tamaño, están en movimiento
por efecto de la convección y son el resultado de las corrientes convectivas
que transportan energía (Figura 4-1-2). El efecto es similar al que muestran los
líquidos al hervir y el mismo modo de transporte de energía: la convección.
Los otros dos modos de transporte energético que existen en Física son la
conducción térmica: cuando se calienta, por ejemplo, una barra metálica por
un extremo y el calor se transporta hasta el otro extremo de la barra.
Finalmente el transporte por radiación o radiativo, ejemplo típico el transporte
de la energía solar a la Tierra.
Los gránulos fotosféricos son, pues, células convectivas calientes que se
elevan, depositan su energía enfriándose, y descienden por los espacios
oscuros intergranulares, así transportan la energía de la llamada zona
convectiva, situada inmediatamente debajo de la fotosfera, a la base de ésta.
La vida media de un gránulo es de unos diez minutos.
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Figura 4-1-3: El espectro solar en la región visible con las lineas de absorción (oscuras).
El espectro de fotosfera solar (Figura 4-1-3), como ocurre en la mayoría de las
estrellas, exhibe un continuo en el que se superponen líneas oscuras de
absorción. Al comparar el continuo y la distribución de energía con la de un
cuerpo negro, deducimos su temperatura superficial o efectiva: 5780 K.
Las líneas de absorción, llamadas también de Fraunhofer (en honor del
investigador que fue el primero en estudiarlas), han sido identificadas y
catalogadas. Corresponden en su mayoría a elementos químicos tales como
el hierro, magnesio , aluminio, calcio, titanio, cromo, níquel y sodio. Se
observan también líneas de hidrógeno, sin embargo, no aparecen líneas de
helio, el segundo elemento más abundante del Universo, debido a que su
temperatura de excitación es más alta que la fotosférica.
A partir del análisis de las líneas espectrales se pueden derivar las
abundancias químicas de la fotosfera solar (ver Tabla 11.1).
Un gas puede ser transparente, parcialmente transparente, u opaco. En un día
claro podemos ver, a través del aire, a grandes distancias pero sí el día es
neblinoso vemos mucho menos. El aire se ha vuelto opaco, pero no
completamente opaco, sino parcialmente transparente. La opacidad es una
medida de la transparencia de un gas por unidad de longitud. Sí la opacidad
de un gas es muy grande no podemos ver muy lejos a través de él. Sin
embargo, aún para un gas de baja opacidad (que se mide por centímetros) sí
miramos a través de una gran cantidad de gas, la opacidad se suma. Cuando
el gas se hace completamente opaco decimos que la profundidad óptica es
grande. Por otro lado cuando la profundidad óptica es pequeña el gas es
parcialmente transparente.
Cuando observamos el Sol, vemos a través del gas solar hasta que la
profundidad óptica es muy grande y se hace opaco. Se define la base de la
fotosfera como el nivel hasta el que podemos ver directamente en el centro
del disco solar. Conforme observamos más lejos del centro del disco llega un
momento en que el gas solar se hace transparente, el ángulo entre las
direcciones de observación cuando el gas es opaco y cuando es transparente
es muy pequeño del orden de 1 segundo de arco. No hay un salto entre que
sea opaco y se vuelva transparente sino que la profundidad óptica disminuye
continuamente entre el centro y el borde pero como el ojo humano no puede
resolver ángulos tan pequeños (menores que 1 minuto de arco) el cambio de
completa opacidad a completa transparencia ocurre súbitamente y por ello el
borde solar (llamado también limbo) aparece completamente definido.
Cuando tomamos fotografías del Sol, encontramos que la intensidad de la luz
varía desde el centro del disco hacia el limbo. Las regiones cerca del borde
son más oscuras que las regiones próximas al centro, este fenómeno recibe el
nombre de oscurecimiento en el limbo. Este hecho observacional se interpreta
como variaciones de la temperatura a través de las capas más exteriores del
Sol.
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Tabla 11.1.
Abundancias solares
Por cada 1 000 000
átomos de hidrógeno,
H, hay:
Elemento
Átomos
Helio, He
Oxígeno, O
Carbono, C
Nitrógeno, N
Silicio, Si
Magnesio, Mg
Neón, Ne
Hierro, Fe
Azufre, S
Aluminio, Al
Calcio, Ca
Sodio, Na
Níquel, Ni
Argón, Ar
63 000
690
420
87
45
40
37
32
16
3
2
2
2
1
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Figura 4-1-4:
Oscurecimiento hacia el
borde. En el borde o
limbo la fotosfera se
hace opaca a un nivel
más alto y por tanto
emite menos que en el
centro. Esto implica
que en el borde la
temperatura es más
fría que en el centro del
disco donde la
radiación viene de
capas más profundas,
es decir, la
temperatura de la
fotosfera aumenta al
disminuir el radio.
Cuando observamos en el centro del disco solar, esto es, en la dirección
perpendicular, podemos ver hasta el nivel que hemos definido como la base
de la fotosfera, a mayor profundidad el gas solar es opaco. La radiación
recibida corresponde pues a este nivel que comparada con la del cuerpo
negro corresponde una temperatura de 5780 K. Cuando observamos en un
punto distinto del centro del disco, la dirección de observación ya no es
perpendicular, conforme vamos hacia el limbo observamos casi
tangencialmente al disco. El gas se hace opaco a un nivel situado por encima
de la base de la fotosfera, a igual profundidad por ser una línea oblicua vemos
un nivel más alto que al observar perpendicularmente (Figura 4-1-4). El gas
solar cuando observamos cerca del limbo emite menos radiación que cerca
del centro y comparando con un cuerpo negro le corresponde una
temperatura inferior. En consecuencia podemos deducir que la temperatura
de la fotosfera aumenta al disminuir el radio, en Física se dice que existe un
gradiente de temperatura negativo. De hecho la temperatura disminuye desde
la base de la fotosfera (5780 K) hasta unos 500 km por encima donde su valor
es de 4200 K, este límite corresponde a la parte más baja de la cromosfera. El
grado de oscurecimiento del limbo depende del rango espectral de
observación, es mayor en el azul y violeta. Sin embargo, al realizar
observaciones en rayos X se observa el efecto contrario. Hay un incremento
del brillo desde el centro hasta el borde, esto es debido a que la radiación
proviene de las capas atmosféricas situadas por encima de la fotosfera
(cromosfera y corona), en las cuales la temperatura aumenta con la altura
(gradiente de temperatura positivo).
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1.4.Cromosfera
Figura 4-1-5: Variación
de la temperatura del
gas en la atmósfera
solar. El mínimo de
temperatura marca el
fin de la fotosfera y el
inicio de la cromosfera.
La cromosfera es la capa de la atmósfera solar situada por encima de la
fotosfera. Es muy tenue y de color rojizo cuando se hace visible, durante unos
segundos, al principio y al final de un eclipse de Sol. Su aspecto no es
homogéneo, está compuesta de estructuras heterogéneas, llamadas
espículas, que ascienden y descienden simulando el aspecto de una pradera
en llamas. Las espículas se presentan como cilindros casi verticales de gas
cromosférico, de unos 700 km de diámetro y 7 000 km de altura, tienen una
vida media de 5 a 15 minutos y puede haber medio millón en la superficie del
Sol en un momento dado.
La temperatura de la atmósfera disminuye hacia fuera en la fotosfera, alcanza
un valor mínimo (Figura 4-1-5) y después aumenta con la altura ya en la
cromosfera y en la corona. Finalmente, vuelve a disminuir hacia el exterior en
el espacio interplanetario. Actualmente, se sitúa la base de la cromosfera en el
mínimo de temperatura (4200 K ), en tanto que el inicio de la corona se sitúa
en el millón de grados. Entre esta última y la cromosfera se ubica una zona
denominada región de transición caracterizada por un tamaño muy pequeño
con un gran aumento de temperatura, su base sería el final de la cromosfera
con 25 000 K y su frontera el principio de la corona con un millón de grados.
La cromosfera casi no emite radiación continua visible, pero puede
observarse utilizando filtros que dejan pasar sólo la longitud de onda de
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líneas de absorción intensas como son la línea de hidrógeno Hα (6563 Å), en
la región roja del espectro, esta radiación corresponde a una altura de
alrededor de 1500 km por encima de la base de la fotosfera. Los filtros usuales
para las cámaras fotográficas, por ejemplo, dejan pasar una banda de
radiación de más de 100 angstroms de anchura, mientras que los necesarios
para observar la radiación del hidrógeno en Hα deben dejar pasar del orden de
medio angstrom, se denominan observaciones monocromáticas y se realizan
con un espectroheliografo que lleva acoplado los filtros correspondientes.
Un descubrimiento importante realizado a partir del estudio de los
espectroheliogramas es la existencia de una red de grandes células de
materia llamada supergranulación. Estas células supergranulares con aspecto
poligonal y de aproximadamente 30 000 km de diámetro, contienen cada una
de ellas cientos de gránulos individuales. Se observa un movimiento
horizontal del gas alejándose del centro de la célula hacia los bordes. Los
bordes de la red de supergranulación, llamada la red cromosférica, son
visibles en la línea de hidrógeno Hα y en las de calcio ionizado H (3968Å ) y K
(3934 Å).
Las capas más elevadas de la cromosfera, que radian predominantemente en
el ultravioleta, han de observarse fuera de la atmósfera terrestre. Gracias a los
instrumentos astronómicos embarcados en satélites artificiales se han podido
identificar líneas espectrales emitidas por la cromosfera y región de transición
solares, y descubrir la existencia de estas zonas en otras estrellas.
La cromosfera es también visible cuando se producen eclipses. El espectro
contiene líneas de emisión (brillantes) superpuestas a un espectro continuo.
Se le conoce con el nombre de espectro relámpago, ya que sólo se observa
durante unos segundos, al comienzo y final del eclipse.
Por encima de la cromosfera la temperatura sube muy rápidamente en sólo
unos pocos cientos de kilómetros, alcanzando el millón de grados, esta zona
recibe el nombre de región de transición que se puede observar a diferentes
alturas en la región ultravioleta.
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1.5.Corona
Figura 4-1-6:. Corona
solar vista en un
eclipse.
Durante los eclipses totales, cuando la fotosfera, primero, y luego la
cromosfera quedan completamente ocultas, aparece un débil halo blanco
alrededor del Sol, denominado corona. Es la región más externa de la
atmósfera solar. Se encuentra a una temperatura superior al millón de grados
y su forma muy irregular varía continuamente y es diferente en los sucesivos
eclipses (Figura 4-1-6). La estructura de la corona se mantiene por el campo
magnético del Sol. Su observación desde tierra presenta muchas dificultades
ya que, en el dominio de la radiación visible, la corona emite poco una
millonésima parte de la luz emitida por la fotosfera (como la Luna llena). Las
condiciones ideales para su estudio se presentan en los eclipses totales.
Fuera de ellos, han de elegirse lugares de observación, como los de alta
montaña, donde la difusión por la atmósfera terrestre es más reducida.
También es necesario minimizar la difusión instrumental; para ello se utiliza el
llamado coronógrafo, que simula un eclipse gracias a pantallas y diafragmas
que ocultan la luz del disco.
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El espectro visible de la corona, cuando se observa durante los eclipses,
muestra un continuo y superpuesto líneas de absorción y emisión. Es fácil
separar el espectro de líneas de emisión, simplemente considerando todo lo
que está por encima del nivel del continuo. Las líneas de emisión no
corresponden a ningún espectro de líneas conocido bien en los laboratorios
terrestres o en otras estrellas. A su identificación se dedicó un gran esfuerzo
investigador en los campos de la astronomía solar y espectroscopía teórica y
de laboratorio. Al final de los años treinta se descubrió que estas líneas
corónales correspondían a átomos muchas veces ionizados, confirmando así
las predicciones sobre la alta temperatura de la corona. El grado de ionización
del gas solar aumenta a medida que consideramos estructuras más externas.
Así, la fotosfera y cromosfera contienen átomos neutros o una vez ionizados
(por ejemplo CaI, CaII), y en la región de transición se identifican ya los
doblemente ionizados (SiIII). Pero en la corona encontramos iones que están
trece veces ionizados (por ejemplo, Fe XIV, que ha perdido 13 electrones de
los 26 que posee en estado neutro). Su temperatura debe ser, pues, superior
al millón de grados, para que la energía sea suficiente para arrancar tantos
electrones de los átomos. A esta componente del espectro se le conoce como
la corona E, ya que exhibe un espectro de líneas de emisión originado por los
iones del gas coronal.
Hay otras dos componentes en el espectro coronal pero que no es luz emitida
propiamente por la corona sino luz fotosférica reflejada hacia la Tierra. Una es
la luz difundida en nuestra dirección por los electrones de la corona que da
lugar a un espectro continuo sin líneas de absorción, recibe el nombre de
componente K. La tercera componente está constituida por un continuo con
líneas de absorción similar al espectro fotosférico y se denomina componente
F, es debido a la difusión, en la dirección de observación, de la luz fotosférica
por las partículas situadas entre la Tierra y el Sol (polvo interplanetario).
Figura 4-1-7: Emisión
del Sol en rayos X. Las
zonas oscuras son los
llamados agujeros
coronales.
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La observación de la corona fuera de la atmósfera terrestre tiene grandes
ventajas, ya que suprime la difusión producida por ésta y permite obtener
información en el ultravioleta y rayos X, donde la corona presenta líneas de
emisión muy intensas. En rayos X se distinguen dos estructuras bien
diferenciadas. Una, en la que las líneas de fuerza del campo magnético son
abiertas, y aparecen como regiones oscuras llamadas agujeros coronales,
situadas en los polos o latitudes medias. Observaciones recientes han
establecido que son la fuente de chorros de alta velocidad de viento solar y,
posiblemente, el origen de éste. Los agujeros coronales se mantienen durante
varias rotaciones solares y constituyen una de las estructuras solares con
mayor vida media. Durante el periodo de observación del satélite Skylab,
ocupaban el 20% de la superficie solar, de la que un 15%, correspondía a los
polos. En la otra estructura el campo magnético es cerrado, y aparecen
regiones brillantes en forma de bucles o lazos (Figura 4-1-7), que en algunos
casos unen diferentes regiones activas. Pueden alcanzar los 700 000 km de
largo y tienen temperaturas de dos a tres millones de grados.
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ANTARES - Módulo 4 - Unidad 1-06- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
1.6.Calentamiento de la cromosfera y corona
¿Cómo puede aumentar la temperatura en las capas más exteriores del Sol, en
ausencia de fuentes de energía? ¿Cómo la fría fotosfera puede transportar
calor a la corona? La corona es muy poco densa no contiene casi materia, la
radiación fotosférica pasa a través de ella y no nota su existencia, no hay
absorción de radiación fotosférica en la corona ni en la cromosfera que son
transparentes para esta radiación.
Se piensa que la zona convectiva subfotosférica es la fuente de energía. En la
zona convectiva el transporte de energía es mecánico por corrientes
convectivas y es más importante que el transporte radiativo. Sabemos por la
interpretación de las observaciones de la granulación que en esta zona hay
velocidades del orden de 1 a 2 km s-1 ( 5000 km h-1). Estas velocidades crean
movimientos turbulentos que generan ondas acústicas las cuales
interaccionan con el campo magnético presente en el Sol, y generan ondas
magnetohidrodinámicas, es decir, acoplan la oscilación de la materia a la
oscilación del campo magnético. Cuando estas ondas penetran en zonas más
altas y de baja densidad de la atmósfera solar, como la corona, se
transforman en ondas de choque, que disipan rápidamente su energía
convirtiéndola en calor.
Como a bajas densidades y altas temperaturas la capacidad de la materia
solar para radiar es pequeña, la temperatura sigue subiendo hasta que
encuentra un nuevo modo de transportar la energía: la conductividad térmica
debida a los electrones libres de la corona que llevan la energía hacia abajo
(hacia la cromosfera) donde finalmente se radia al exterior y se alcanza un
equilibrio entre el calentamiento y la energía emitida.
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ANTARES - Módulo 4 - Unidad 1- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Cuestiones y problemas para autoevaluación
●
Cuestiones
●
Problemas
Cuestiones
1. ¿Cuál es la fuente de energía de la luminosidad solar?
2. ¿Cuál es la capa más caliente de la atmósfera solar ?
3. Si se observa el Sol con un filtro Hα adaptado al telescopio: ¿en qué difiere
su imagen de la observada sin filtro?
4. ¿Qué implica el oscurecimiento hacia el borde de la fotosfera?
5. ¿Qué manifiesta la granulación fotosférica?
6. ¿Dónde se sitúa la zona convectiva del Sol ? ¿Por qué recibe ese nombre?
7. ¿Cómo se puede calcular el tiempo que permanecerá el Sol en su estado
actual a partir de su luminosidad?
8. ¿Qué son las espículas?
9. ¿Qué es la región de transición solar?
10. ¿Cómo se produce el calentamiento de la corona solar ?
Problemas
1. Sí todo el hidrógeno del Sol se convirtiese en helio ¿Qué fracción de masa
solar se perdería?. Utilizar los siguientes datos: m (He) = 4.004 uam, m(H) =
1.008 uam, 1uam = 1.66 x 10-24 g, M¤ = 2 x 1033 g.
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2. La temperatura cinética del plasma en la Corona solar puede alcanzar 106 K.
¿Cuál será la velocidad media de los electrones en la Corona?
me- = 9.1 x 10-31 kg; k = 1.38 x 10-23 J K-1
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ANTARES - Módulo 4 - Unidad 1- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Proyectos o actividades de observación
1. Dibujar esquemáticamente todas las capas del Sol desde el centro hasta las
estructuras más externas, indicando el nombre, la temperatura aproximada y
los principales procesos que tienen en cada una de ellas.
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ANTARES - Módulo 4 - Unidad 1- 09 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Soluciones
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Cuestiones
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Problemas
Cuestiones
1. ¿Cuál es la fuente de energía de la luminosidad solar?
Las cadenas protón-protón.
2. ¿Cuál es la capa más caliente de la atmósfera solar?
La corona.
4. ¿Qué implica el oscurecimiento hacia el borde de la fotosfera?
Un gradiente negativo de temperatura.
Problemas
1. Sí todo el hidrógeno del Sol se convirtiese en helio ¿Qué fracción de masa
solar se perdería?. Utilizar los siguientes datos: m (He) = 4.004 uam, m(H) =
1.008 uam, 1uam = 1.66 x 10-24 g, M¤ = 2 x 1033 g.
Fracción de masa perdida =11 x 104 kg.
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