UNA ESTRELLA: EL SOL

Transcripción

1 UNA ESTRELLA: EL SOL Las estrellas son posiblemente el objeto más común del Universo. Desde la Tierra, en el Sistema Solar, tenemos la posibilidad de observar muy de cera a una de ellas: el Sol. Debemos dejar en claro, ya que durante la prueba diagnós ca muchos de ustedes no supieron contestar bien, que el Sol es la única estrella de Sistema Solar (SS). Puede ser que se hayan confundido con nuestra galaxia, la Galaxia de la Vía Láctea, de la que forma parte el Sol junto a otros millones de estrellas. Sin embargo, dentro del Sistema Solar el Sol es la única estrella. La estrella más cercana a la Tierra sin ser el Sol es Alfa del Centauro, que está a unos 4,3 Años Luz (AL) de distancia, unas veces más lejos que el Sol. Por ello a la hora de estudiar las estrellas el Sol por su cercanía es ideal y a él le debemos gran parte del conocimiento que tenemos de la estructura y funcionamiento de las estrellas en general. El Sol además es la única fuente de energía que posee nuestro planeta, sin él la vida sería imposible, basta con recordar que la base de la pirámide alimen cia son los vegetales, que dependen de la fotosíntesis para vivir y crecer. Si por alguna razón el Sol dejara de alumbrar, morirían los vegetales, y detrás de ellos todos nosotros. Además el Sol impulsa los ciclos de la naturaleza como son los del agua y los vientos (para dar sólo dos ejemplos), sin él nuestro planeta sería sólo una roca inhabitada y oscura. Finalmente para hacer una presentación más formal del Sol podremos decir que es una norme masa de gas (Hidrógeno principalmente) incandescente, sostenido por su propia gravedad (auto gravedad), lo que le da una forma aproximadamente esférica, cuyas proporciones lo ubican como una estrella promedio (lo que lo hace también ideal para el estudio de la mayoría de las otras estrellas) y que es la fuente de energía del Sistema Solar (y de nuestro planeta que está dentro del SS). PARA SABER MÁS: Por si no recuerdan, la distancia a las estrellas puede ser medida en Años Luz. (AL). Un AL es la distancia que recorre un rayo de luz en 1 año y equivale a km (diez billones de kilómetros, redondeando un poco). Alfa del Centauro está a 4,3 AL de nosotros, unos km, su luz demora por lo tanto 4,3 años en llegar a nosotros. El Sol por su parte se encuentra a km de distancia, su luz demora 8 minutos en llegar hasta nosotros. Por esto, cuando vemos Alfa del Centauro, la vemos como era hace 4,3 años atrás, cuando vemos al Sol lo vemos 8 minutos más joven. PROPIEDADES GENERALES DEL SOL: El Sol posee un radio de km, lo que hace que visto desde la Tierra sub enda un ángulo de 0,5 (medio grado o 30 (treinta minutos de arco)) en el cielo, siendo comparable su tamaño angular en el cielo con el de la Luna (que es muchísimo más pequeña que el Sol pero está muchísimo más cerca de la Tierra OJO!) cosa que permite que en determinadas circunstancias cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol pueda cubrirlo totalmente (son los eclipses totales de Sol). La masa del Sol es de 2,0 X10 30 kg (unas veces la de la Tierra). Su volumen es de 1,5 X km 3 y su densidad de 1,41 g/cm 3 (similar a la de los planetas po Júpiter). (Recordemos que la densidad del agua es de 1,0 g/cm 3 ). Su superficie es de 6,0 X km 2. La aceleración de la gravedad en la superficie solar es de 274 m/s 2 (recordemos que la de la Tierra es de 9,8 m/s 2 ), una nave espacial para poder escapar del Sol debe desarrollar una velocidad de 618 km/s (para escapar de la Tierra la velocidad de escape es de 11km/s). La temperatura del Sol depende de la capa que estemos estudiando (el Sol se divide en capas para su estudio), la fotósfera que es la capa que nosotros vemos está a unos 5700 K (suficiente como para derre r cualquier material conocido), el núcleo solar a unos K, mientras que la corona, su capa más exterior puede llegar a tener una temperatura de hasta K. El Sol rota sobre sí mismo, sin embargo, por ser un cuerpo gaseoso y no sólido, presenta lo que se conoce como rotación diferencial. Sin entrar en muchos detalles podemos decir que a nivel del ecuador el Sol rota una vuelta cada 25 días, sin embargo las zonas a la tudes solares más elevadas rotan más lento (se retrasan) al punto que la rotación de las zonas próximas a los polos se completa en unos 30 días. 1

2 RECORDAR: para conver r los valores de temperatura entre la escala Kelvin y la Celsius hacemos: K 273 = C C = K ESTRUCTURA DEL SOL Región Radio Interno Temperatura ( K) Densidad (g/cm 3 ) Propiedades que la diferencian Núcleo Generación de energía por fusión nuclear Zona Radia va Transporte de la energía por radiación Zona Convec va ,15 Transporte de la energía por convección Fotósfera X 10 7 La energía electromagné ca puede escapar (es la capa del Sol que vemos) Cromósfera X 10 9 Zona inferior de la atmósfera solar Zona de Transición X Rápido aumento de la temperatura Corona Alta atmósfera, caliente y poco densa Viento Solar > Material que escapa del Sol y viaja por el Sistema El cuadro anterior nos muestra las capas en las que se divide el Sol para su estudio y algunas de las caracterís cas más importantes de cada una de ellas. Esta división no es caprichosa sino que responde a que cada capa ene sus propias caracterís cas sicas que la diferencian del resto, algunas de ellas como temperatura y densidad pueden ser evaluadas en el cuadro anterior. Al Sol podemos dividirlo para su estudio en dos grandes sectores, el cuerpo o interior y la atmósfera. El cuerpo está formado por el núcleo, la zona radia va y la zona convec va, mientras que la atmósfera incluye a la fotósfera, la cromósfera y la corona. El núcleo solar es la zona en la que se genera la energía del Sol, el si o donde se producen las reacciones termonucleares (de fusión). A K el gas en su interior está en estado de plasma, los átomos están totalmente ionizados y los núcleos y los electrones se mueven a al simas velocidades. Bajo estas condiciones dos protones pueden colisionar, vencer la repulsión eléctrica (fuerza de Coulomb) y unirse por un enlace de fuerza fuerte. Este proceso es conocido como fusión nuclear y su resultado es la formación de núcleos de átomos de elementos pesados a par r de núcleos de elementos más livianos y la liberación de energía, fundamentalmente en forma de rayos γ (fotones gamma). La inmensa energía producida en el núcleo está contenida por la capa que rodea al núcleo, la zona radia va. Esta capa ene un efecto aislante que permite mantener elevada la temperatura del núcleo. Sin embargo como habíamos dicho la energía (los fotones gamma) producida en el núcleo finalmente pueden atravesarla. Los fotones gamma producidos en el núcleo son repe damente absorbidos y re emi dos por los núcleos atómicos de la zona radia va. En general estos núcleos absorben fotones gamma pero devuelven fotones de menor energía, por ejemplo fotones de rayos X, luego de ultravioleta, etc. Al momento en que la energía abandona el Sol (desde la fotósfera) la mayoría de la radiación gamma se ha conver do en fotones de luz visible (la luz del Sol que vemos). 2

3 El Sol podemos dividirlo en para su estudio en dos grandes sectores, el cuerpo o interior y la atmósfera. El cuerpo está formado por el núcleo, la zona radia va y la zona convec va, mientras que la atmósfera incluye a la fotósfera, la cromósfera y la corona. El diagrama anterior nos muestra cada una de esas capas. Traducciones: Solar Core = Núcleo Radia on Zone = Zona Radia va Convec on Zone = Zona Convec va Photosphere = Fotósfera Chromosphere = Cromósfera Corona = Corona Sunspots = Manchas solares Granules = Gránulos Flares = Flares o fulguraciones Loop Prominences = Prominencias quiescentes 3

4 El camino que siguen los fotones en la zona radia va es totalmente errá co, pudiendo la energía generada en el núcleo demorar hasta 50 millones de años en atravesarla. Para que tengan una idea, si el núcleo del Sol dejara de producir energía, la energía que viene viajando por la zona radia va le permi ría seguir brillando por millones de años. Por encima de la zona radia va tenemos la zona convec va, en esta zona la temperatura es menor por lo que el transporte de la energía por radiación es menos efec vo. La energía en esta capa es transportada hacia el exterior por convección. El gas caliente próximo a la zona radia va comienza a subir por la capa convec va, mientras el gas más frío de las proximidades de la fotósfera comienza a descender, formando células de convección gigantes, que son las que llevan finalmente la energía hasta la fotósfera. En la fotósfera misma podemos observar un fenómeno llamado granulaciones que son una demostración de estas corrientes convec vas. Si alguna vez vieron una olla con agua hirviendo se habrán dado cuenta que el agua en la superficie hace lo que domés camente llamamos borbotones, que no son otra cosa que la parte de arriba de las celdas de convección.. La circulación convec va del plasma solar genera un gran campo magné co que ene un rol muy importante en la formación de las manchas solares y las fulguraciones o flares. La imagen de la izquierda muestra, además de una gran mancha solar, parte de la superficie del Sol. El aspecto granulado se debe a las corrientes convec vas de gas que llegan hasta la fotósfera y producen un efecto similar al de los borbotones que vemos en una olla de agua hirviendo. La superficie del sol se mueve igual que la superficie del agua de una olla hirviendo. Debajo (derecha) podemos ver una imagen que explica la convección en un recipiente en el que se calienta agua. Debajo (izquierda) un esquema simple que nos muestra qué es lo que sucede, vemos que el agua caliente sube, lleva el calor hacia la superficie y luego ya fría baja nuevamente creando una célula convec va. 4

5 Fusión nuclear: La fusión nuclear que ocurre en el núcleo del Sol transforma los núcleos de Hidrógeno en núcleos de Helio. De hecho es la forma en que los elementos más pesados que el Hidrógeno se forman en el Universo. La fusión termonuclear en el núcleo de las estrellas puede producir los primeros 26 elementos químicos, hasta el Hierro. El Sol, por su masa, realiza dos pos de fusión, la de Hidrógeno en Helio y la de Helio en Carbono. Nosotros por razones de simplicidad sólo explicaremos la transformación de Hidrógeno en Helio (conocida como nucleosíntesis del Helio o ciclo protón protón). La fusión de Hidrógeno en Helio se puede dar de más de una manera, para cualquiera de los casos la temperatura debe estar en la cercanías de los K de manera que dos par culas con cargas posi vas (dos núcleos de Hidrógeno en este caso) puedan moverse lo suficientemente rápido como para lograr superar la fuerza de repulsión entre cargas iguales (fuerza de Coulomb) y chocar. La densidad debe ser enorme también, y la inmensa auto gravedad del Sol se encarga de esto, comprimiendo el gas hasta el punto en que el núcleo solar ene diez veces la densidad del Oro. Entonces, si dos protones logran chocar a alta velocidad superando la natural tendencia a repelerse (fuerza de Coulomb), se acercan lo suficiente como para que comience a actuar entre ellos la fuerza fuerte y los una. Dos núcleos de Hidrógeno (dos protones) pueden así chocar para formar un núcleo de Hidrógeno pesado también llamado Deuterio. En este paso se liberan un positrón e (par cula sub atómica con las mismas caracterís cas del electrón pero con carga nega va que forma parte de lo que conocemos como an materia) y un neutrino (par cula sub atómica de masa insignificante (o sin masa, está en discusión). El neutrino deja rápidamente el Sol, estas par culas que viajan velocidades cercanas a la de la luz, casi no interactúan con la materia y por ello para ellas el Sol se comporta como si fuera transparente no ofreciendo resistencia a su paso. Los neutrinos se llevan consigo el 10% de la energía total que se genera en el ciclo protón protón, energía que no se puede aprovechar para calentar el Sol. En este momento miles de neutrinos nos atraviesan sin que nos demos cuenta, de igual manera atraviesan la Tierra y siguen su camino en el espacio. El positrón tendrá otro des no, inmediatamente de formado se encontrará con un electrón (materia contra an materia) y se aniquilarán. De esta aniquilación se formarán más rayos gamma que sí aportarán energía que será aprovechada por el Sol. La siguiente tanda de rayos gamma se forma cuando ese núcleo de Deuterio se encuentre con otro de Hidrógeno, de su unión resultará un núcleo de Helio liviano (o Tri o) y radiación gamma también aprovechada por el Sol. Finalmente dos núcleos de Tri o se unirán para formar uno de Helio, devolviendo dos de Hidrógeno. Podemos ver que durante este proceso 4 núcleos de Hidrógeno se unen para formar uno de Helio y radiación gamma (y un neutrino). Si pesamos esos cuatro núcleos de Hidrógeno veremos que su peso es superior al del núcleo de Helio que se ha formado. Qué pasa con la masa que ha desaparecido? Se ha transformado en energía (rayos gamma) de acuerdo a la ecuación propuesta por Einstein para la transformación de la masa en energía (y viceversa). E = m c 2 Donde m es la masa, c la velocidad de la luz ( m/s) y E la energía. 4 átomos de Hidrógeno pesan: 6,693 X kg 4 átomos de Helio pesan: 6,645 X kg Si restamos nos queda: 0,048 X kg Esta diferencia de masa genera una energía igual a: E = 0,048 X kg * ( m/s) 2 = 0,048 X kg * 9 X = 0,43 X Joules 1 Joule = 0,23 Calorías Entonces por cada 4 átomos de H conver dos en 1 de He obtenemos 9 X Calorías 5

6 Si observamos detenidamente, la can dad de masa que se pierde es de alrededor del 0,7% del total de la masa involucrada (la de los núcleos de hidrógeno). Sin entrar en muchos detalles (luego lo veremos) los astro sicos pueden calcular que para que el Sol produzca la energía que produce, en él se enen que estar transformando millones de kg de Hidrógeno en kg de Helio por segundo! A pesar de esto, la masa del Sol es tan grande que sabemos que ha brillado por millones de años y podrá hacerlo por millones de años más. 6

7 Observación Solar: La observación solar siempre debe realizarse tomando en cuenta las debidas precauciones para evitar dañar irreparablemente la vista. Siempre debe observarse el Sol mediante la colocación de un filtro de apertura completa en la entrada de luz del telescopio (no en el ocular) o u lizando el método de proyección cuando sea posible. Los fabricantes no recomiendan la u lización del método de proyección en telescopios de grandes aperturas o diseños Cassegrain debido al posible sobre calentamiento de la óp ca interna de los equipos. Existen dos principales métodos de observación: con filtro y por medio de proyección. El primero es muy u lizado para los telescopios mas grandes o de gran reflectancia, es el mas eficiente y aconsejable. Se trata de un sistema que filtra prác camente toda la luz del Sol (incluyendo las longitudes de onda mas perjudiciales) para obtener una imagen observable que es menos brillante que la Luna llena observada por el mismo instrumento sin el filtro. Se trata de un accesorio que se dispone en la entrada de luz del telescopio, evitando que se sobre caliente el sistema óp co, especialmente los oculares. Los filtros de apertura completa están construidos de cristal o de Mylar. Estos úl mos suelen ser los mas populares. En caso de desear adquirir uno se recomienda dirigirse al fabricante del telescopio para obtenerlo para tamaño especifico del instrumento. El método de proyección es mas popular entre los telescopios refractores de diámetro mas reducido. Se proyectar la imagen solar directamente desde el ocular hacia una superficie blanca y plana a cierta distancia del mismo. Cuanto mas alejada este la superficie de proyección mas grande será la imagen obtenida, pero hay que tomar en cuenta que la luz se dispersa, de este modo existe un limite en la distancia de proyección. Este método no es del todo recomendable para telescopios reflectores de mas de 100 mm [3,9 pulgadas] de diámetro dado que el gran calor generado por la concentración de la luz sobre el ocular puede dañarlos, los oculares de calidad están diseñados con múl ples elementos adheridos entre si mediante un adhesivo para óp ca el cual puede llegar a estropearse, o incluso puede estallar el mismo cristal a causa del gran calor. Al hacer observaciones solares se pueden notar varias manchas sobre la superficie. Las manchas solares cambian de forma, aparecen y desaparecen y se mueven conforme la rotación solar avanza. Se deben dibujar las posiciones de las mismas y si es posible detallar su forma y clasificarlas. Se debe notar que las manchas no suelen estar solas, sino que forman grupos de manchas. Se debe anotar el numero de grupos visibles y dibujarlos individualmente en detalle si se desea. El mejor momento del día para la observación solar es después del amanecer, cuando al aire aun no ha sido calentado por el calor solar y se man ene estable. Mas hacia el mediodía el Sol se encuentra mas alto sobre el horizonte, pero las perturbaciones atmosféricas deterioran la calidad de la imagen. Aun así no se deben descartar posibles buenas observaciones. Al realizar observaciones debe anotarse los siguientes parámetros: Fecha, Hora Local y Tiempo Universal, Número de Grupos, detallando los del Hemisferio Norte y los del Hemisferio Sur, Número de manchas (también detallando del mismo modo que los grupos), Numero de Wolf, Estabilidad de la Imagen (mala, regular, buena, etc..), Nubosidad y si es posible la Temperatura ambiente en grados Celsius. Otro fenómeno notable es que el borde solar (el limbo o periferia) es menos brillante que el centro de la imagen. Esto se debe a que en los bordes la luz atravesó mas camino para llegar al telescopio a través de la atmósfera solar, oscureciéndose un poco. Para observar las detalles, como las impresionantes erupciones solares, se u lizan filtros mas específicos (y mucho mas costosos) como los de Hidrógeno Alfa, que hacen posible observar estos fenómenos gracias a que solo dejan pasar la luz de una estrecha banda correspondiente a la longitud de onda del Hidrógeno Alfa. 7

8 Filtro de Mylar Telescopio con filtro solar Filtro de vidrio Telescopio Smith Cassegrain con filtro de vidrio de apertura total listo para observar el Sol Arriba un esquema de cómo armar el telescopio para observar el Sol por proyección. A la derecha una joven le saca fotos al Sol sobre la pantalla de proyección. 8

9 Número de Wolf: El Número de Wolf (también conocido como el Interna onal sunspot number, o Número de Zúrich) es una can dad de que mide el número y tamaño de las manchas solares. La idea de computar los números de las manchas solares se le ocurrió a Rudolf Wolf en 1849 en Zúrich, Suiza y, así, el procedimiento ene su nombre o el del lugar. La combinación de manchas solar y grupos se usa porque compensa para las variaciones observando las manchas solares pequeñas. Este número ha sido usado por inves gadores durante unos 300 años. Han encontrado que la ac vidad solar es cíclica y alcanza su máximo alrededor de cada 9,5 a 11 años (nota: Usando los datos de SIDC[1] durante los úl mos 300 años y ejecutando la Transformada de Fourier obtenemos para el ciclo una duración de 10,4883 años. Este ciclo fue descubierto por Heinrich Schwabe en 1843). El número de Wolf se computa (como un índice diario de ac vidad solar): R = k(10g + s) donde R es el número de Wolf, s es el número de manchas individuales, g es el número de grupos de manchas, y k es un factor que varía con la situación e instrumentación (también conocido como factor del observatorio). Cuántas estrellas hay en el Sistema Solar? De qué galaxia forma parte nuestro Sistema Solar (y nuestro Sol)? Por qué para estudiar las estrellas en general el Sol es tan importante? Cuál es la única fuente de energía de la Tierra? Cite un ejemplo de su importancia. Qué es un Año Luz, cuánto vale y para qué sirve? Qué temperatura hay en la fotósfera solar? y en el núcleo? Cuánto demora el Sol en rotar una vuelta completa? A qué le llamamos rotación diferencial y por qué se produce? Nombre las capas en las que se divide el Sol para su estudio desde el centro hacia afuera. Cuál es la capa más interna del Sol? Qué importancia ene? A qué temperatura está? Cómo se llama la capa que nosotros vemos del Sol? A qué temperatura está? Sin contar el viento solar Cuál es la capa más externa del Sol? A qué temperatura está? Cuántos átomos de H se combinan en el ciclo protón protón para formar 1 de He? Si sumamos la masa de los átomos de H que se combinan para formar el de He Da lo mismo? Qué pasa con la diferencia de masa? Quién formuló la ecuación de transformación de la masa en energía? Puedes escribirla y explicar qué es cada uno de sus términos? Cuántos kilogramos de materia se transforman por segundo en energía en el Sol? Cuánto empo de vida le queda a nuestra estrella? La energía que se produce en el ciclo protón protón en forma de qué radiación se produce (fotones de qué po)? Qué son los neutrinos y por qué su energía no ayuda a calentar el Sol? Cómo se calcula el número de Wolf y para qué sirve? 9

10 1) Cuenta cuantos grupos de manchas puedes ver. Ten en cuenta que una mancha sola (aislada) también cuenta como un grupo. 2) Cuenta cuántas manchas individuales hay (dentro de los grupos y solitarias). 3) Calcula el número de Wolf mul plicando la can dad de grupos por 10 y sumándole en número de manchas. 4) Cuánto te dio? 10