Jueves: astronomía. El sol y los planetas. Parte 2 de 3.

in spanish •  8 months ago  (edited)

Hola queridos lectores de Steemit, hoy corresponde hablar de astronomía, continuaremos aprendiendo un poco mas sobre el sol y los planetas. Aqui les dejo el enlace de la parte 1 del tema Jueves: astronomía. El sol y los planetas. Parte 1 de 3.

La atmosfera solar.

Sobre la fotosfera se halla la atmosfera solar. Su masa se aproxima a las 1017t, que es la veinte mil millonésima parte de la masa total del sol (que es una 2x1027t). Representa solo unos pocos gramos de la materia para cada columna de la atmosfera solar con una sección transversal de 1cm2. Se divide en cromosfera y corona.


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Cromosfera.

Denominada así por el color rojizo producido por la emisión de hidrogeno, tiene un espesor de 10.000 km y esta de compuesta de lenguas de gas, llamadas espículas. En ellas se dan fenómenos importantes, como las protuberancias: chorros de gas que desde la cromosfera son proyectados hacia el exterior. Los filamentos, llamados también floculos oscuros, no son otra cosa que protuberancia proyectada sobre el disco.

Protuberancias.

Tienen formas complejas, una estructura fibrosa y son relativamente persistentes; algunas alcanza hasta 100 mil km de altura sobre la fotosfera y su evolución es muy rápida. Están asociadas casi siempre a las zonas de actividad solar, pero, mientras que las manchas no aparecen nunca en latitudes superiores a 50°, las protuberancias se presentan en todas partes. Se desconoce aun como se forman, pero se cree que las fuerzas electromagnéticas deben desempeñar un papel importante.

La corona solar.

En la zona que envuelve la cromosfera y que se presenta como una aureola plateada alrededor del disco solar, con llamaradas que se extienden a modo de rayos solares. Es como un atmosfera inmensa, tenue y de estructura muy diversa. Está compuesta de polvo (corona F), electrones y iones (corona K). Su temperatura es de 200 millones de C°, por lo que los átomos se hallan en un estado muy ionizado, es decir, carecen de algunos electrones.

La observación de la corona fuera de los eclipses totales solo es posible con el coronografo, instrumento que sirve también para el estudio de la cromosfera y que produce un eclipse artificial del disco solar, haciendo visible las partes más internas de la corona (un millón de veces menos luminosa).


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Centros activos.

Las manchas y las perturbaciones son el aspecto más vistoso y fácilmente observable de la actividad solar. Pero también existe otro. En la atmosfera solar aparecen formaciones transitorias, llamada centro de actividad, que cubren zonas que raramente alcanzan ¼ de la superficie visible del sol y pueden durar desde varios días a algunos meses. Su frecuencia e importancia son variables, con máximos y mínimos que coinciden con el periodo oncenal de las manchas.

Los centros presentan grupos de manchas frecuentemente separadas por filamentos, visible sobre el disco, o por pequeñas protuberancias visibles en los bordes. En ambos casos se trata de nubes alargadas de gas, de 5.000 km de espesor capaces de alcanzar más de 100.000 km de altura y una longitud de más de 200.000 km; son condensaciones relativamente frías depositadas sobre la cromosfera.

Radioondas solares.

En la actualidad, las radioondas solares son estudiadas con radiotelescopio para longitudes de ondas que van desde varios milímetros hasta una veintena de metros. Las radioondas más cortas son emitidas principalmente por la parte más baja de la cromosfera y la más alta, por la corona.

Durante el periodo de calma de sol (coincidente con el mínimo de manchas), la fuerza de las radioemisiones corresponde a la que se puede esperar de un cuerpo a la temperatura de la cromosfera y de la corona solares. Sin embargo, cuando el sol está en actividad y las manchas y las protuberancias son numerosas, aumentan también las radioemisiones y se notan bruscos aumentos de intensidad (radiotempestades) que se súper ponen a las radioondas ordinarias.


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Relaciones Sol-Tierra.

El sol es la fuente de la vida por la luz y el calor que emite, así como por su relación con las estaciones. Sin embargo, existen otras formas de relación con el planeta tierra, especialmente a lo que se refiere al ciclo solar y a los centros de actividad.

Cuando la materia solar expulsada y la radiación emitida alcanzan la tierra, se observan los siguientes fenómenos:
1. Los rayos ultravioleta y los rayos x al modificar las capas de la ionosfera, perturban la propagación de las radioondas.
2. Las oleadas de partículas solares producen las aureolas boreales y australes, provocan las tempestades magnéticas y las variaciones del campo magnético terrestre, varían la densidad de las partes altas de la atmosfera y aumenta la densidad de los rayos cósmicos (después, estos últimos disminuyen, a causa del campo magnético transportado por el flujo de las partículas cargadas y establecidas alrededor de la tierra).

Para un astronauta, el flujo de materia ionizado (plasma) puede representar un gran peligro. Antes de decidir atravesarlo, es imprescindible conocer su composición y estructura.


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¿Por qué brilla el sol y cuándo morirá?

El sol resplandece con una luz amarillenta porque su temperatura superficial es de unos 5.800 °C, un valor no tan elevado si lo comparamos con los 15 millones de grado del núcleo. Si estuviese más caliente, adquiriría un tono blanquiazul, y si estuviera más frio el color seria más o menos rojizo. Sin embargo, no es en la superficie, sino en el núcleo, donde se genera la energía. El núcleo es un horno atómico en el que la temperatura alcanza unos 15 millones de °C; las partículas, iones y electrones se mueven allí a enorme velocidad, favoreciendo el desencadenamiento de los procesos nucleares. El sol obtiene su energía de la permanente transformación de hidrogeno en helio. En el sol, cada 2 minutos 564 millones de toneladas de hidrogeno se transforman en 560 millones de toneladas de helio. La diferencia, 4 millones de tonelada, es la cantidad de materia que en esta fracción de tiempo se emite en forma de energía. Esta es igual a 9,4x1025cal/s.


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¿Por cuánto tiempo dispondrá de combustible nuclear?

Se sabe que la masa del sol es 333 mil veces la de la tierra, o sea 2x1027t. Admitiendo que el sol este compuesto de hidrógeno, si toda su masa se transformase en helio, se liberaría una energía igual a 2x1044cal. Si el sol emite 9x1025cal/s, dispondría, de combustible de hidrógeno para 2x1044/9x1025s, es decir, para unos 100.000 millones de años. Pero teniendo en cuenta que el sol está compuesto de hidrógeno y que las reacciones nucleares solo pueden prevenir del núcleo, que contienen cerca del 10% de la masa solar, el tiempo de duración del combustible se reduce a unos 7.000 millones de años.

¿Desde el cuando el sol brilla como lo hace en la actualidad?

A partir del estudio de fósiles terrestres, se considera que comenzó a brillar con tal intensidad hace unos 3.000 millones de años. Esto significa que es un astro joven y que seguirá emitiendo todavía durante varios millones de años, aunque no siempre con la misma intensidad.

¿Cuál será el destino último del sol?

En su declive, se convertirá en una estrella gigante roja, con una fotosfera que alcanzaría la órbita de mercurio o quizás la de la tierra o incluso más, y luego se transformara en una enana blanca. No se sabe si pasara también a través de estadios de gran inestabilidad, con expulsaciones de masa o exploraciones como las novas y las súper novas. De todos modos, en última instancia, reducirá sus dimensiones a las de un planeta y se limitara a brillar débilmente, enfriándose lentamente durante miles de millones de años.


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