El Sol. Datos: kg. Radio. 620 km/s. Vescape. Luminosidad W Magnitud abs 4.8 Tsuperficie. 5800K Tipo Espectral G2 V

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1 El Sol Datos: Masa Radio Densidad Vescape Protación (ecu) kg m km/s 24.6 días Luminosidad W Magnitud abs 4.8 Tsuperficie 5800K Tipo Espectral G2 V

2 El Sol Datos: M /M = % H/He Suficiente Ca,Cu,Si,V,Cl,F,P,K para hacer planeta~tierra (plasma) Suficiente Au para chapar Tierra grosor~100m Radio > sistema Tierra-Luna Luminosidad: si vendiéramos cada s a 0.05 EUR/kWh= EUR

3 Estructura interna [convection*.mov] A partir de observables y resolviendo ecuaciones: equilibrio hidrostático, conservación materia/energía => Modelo Núcleo: T~15.8 MK, ρ~150 g/cm3 Producción energía: R> T<: R/R ~0.25, T~8 MK no reacciones nucleares H~34%. En la superficie H~71%

4 Origen de la energía del Sol Posibles respuestas: Combustión: 2H2+O2 2H2O+107 J/kg. Alimentar Sol~2000 años Contracción gravitatoria: 1 GM R3 R= g t 2 ; g= 2 ; t 2 GM R 2 L GM R GM R ; t KH = = 2 R LR R Tiempo de Kelvin-Helmholtz: desde nube a Sol 20 My << 4.6Gy Reacciones nucleares: Fusión H (A.S. Eddington 1920) Cadena pp en Sol Más masivas: ciclo CNO Energía H:He~ J/kg ( 10U, 107quim) Consumo H~ kg/s (600M toneladas) Dado M : 100 Gy Pero fusión sólo 10% M : 10Gy Sol mediana edad 2

5 Flujo de energía Opacidad: falta de transparencia a la radiación (dispersión, fotoionización, excitación, brehmstrahlung,...) Flujo radiativo 0.7R r<0.7r : T>> gas ionizado: transparente a la radiación (l 2cm) n>>: muchas colisiones A 0.7R muchos átomos no ionizados: opacidad >> Convección 0.7-1R : fluido calentado desde abajo Muchas colisiones: Recorr libre medio (l) en núcleo ~10-6 m nº colisiones fotón ~1025 <t>~ años, t~ años

6 Capas exteriores del Sol [sunatm.mov] Fotosfera: capa visible del Sol <T>~5800K Cromosfera: visible en líneas de absorción Corona: gas ionizado T>>

7 Fotosfera Grosor 500km, K Oscurecimiento del limbo mirando al borde vemos gas r> Granulación: celdas Ø~1000km, t~15min gas sube centro 500m/s y cae bordes efecto convección: T~100K, cambiante supergranulación: Ø~30 000km, t~1día

8 Fotosfera [sunspot*.mov] Heliosismología: gas sup. Sol vibra en muchos modos, P~5min: Estudio vibraciones: T,Z,ω(r) Manchas solares: marcas oscuras ( 10 Luna llena) T~-2000K Ocurren en grupos Revelaron rotación diferencial Sol Más frías porque B inhibe convección B B (efecto Zeeman)

9 Espectro solar Espectro óptico Sol: Continuo ~CN Líneas absorción Continuo de fotosfera: <T>~5800K λ líneas: escapa libremente Absorción: fotosfera y cromosfera Si λ~línea, abs fácilmente Sólo escapa con facilidad de la capa más externa: T< Líneas oscuras porque Teff< (ley de Stefan-Boltzmann)

10 Cromosfera Justo encima fotosfera, T crece Grosor 2000km, 4000K-60000K Menos brillo, color rojizo por Hα n<< (10-12 M ): Transparente a casi todas λ Líneas absorción Casi vacía, excepto Espículas: chorros de gas en dirección ~radial

11 [activmagnet*.mov, corona*.mov] Corona Solar Varios radios solares Heliopausa a 150ua Aumento muy rápido de T T~1 MK rayos X pero poco denso: de/dt~10-5 L ionización por colisiones e-átomo Se cree calentamiento por B Reconexión bucles magnéticos Energía suficiente Cómo transportar E? Estructura: mejor rayos X zonas brillantes: gas atrapado B Agujeros coronales: ρ/10 Líneas B abiertas: gas escapa 1 día

12 Protuberancias solares Nubes de gas sobre fotosfera h~50 000km, duran ~2-3 meses T<fotosfera, cuando vistos sobre ella oscuros: filamentos Normalmente erupcionan: Eyecciones de Masa Coronal (CME)

13 Erupciones solares [flare*.mov] Liberaciones abruptas de energía magnética Prominencia donde estructura B cambia (?) Partículas E>> generadas: gas corona T~40 MK rayos X/UV (también visible): durante minutos luminosidad Sol +1% eyección de masa coronal y cromosférica Cuando radiación llega a la Tierra (8min): ionización atmosférica, modificación ionosfera: problemas comunicaciones

14 El viento solar [solarwind01.mo v] Viento solar: flujo materia tenue corona v~450 km/s: 4 días Sol-Tierra Agujeros coronales: viento >: v~700 km/s Eyecciones de masa: viento > Sol gira ~50º/4 días: líneas B espirales Voyager/Pioneer: viento solar >50UA

15 El ciclo de las manchas solares El nº de manchas solares ciclo ~ 11 años Otros ciclos superpuestos? Mínimos prolongados: mínimo de Maunder mini Edad del Hielo: relacionado? A partir registros históricos auroras boreales Φ<: Otros mínimos anteriores? Situación manchas solares también cambia con ciclo: Principio ~30º y después aparecen Φ< hasta Ecuador final ciclo Diagrama de mariposa En ciclo siguiente polaridad inversa

16 Modelo de dinamo de Babcock [dynamo*.mov] H. Babcock (1961): concentración y disipación B en 11 años Principio campo débil (~Tierra) Rotación diferencial lo enrolla: en 3 años 5.5 vueltas alrededor Sol Líneas enrolladas acaban emergiendo a través de la superficie Con más enrollamiento se desplazan hacia el ecuador En ecuador polos opuestos (delanteros) se cancelan Al final del ciclo sólo queda un campo débil con polaridad opuesta

17 Misterios solares Cómo funciona exactamente el ciclo de las manchas solares? Cómo se calientan la cromosfera y la corona? Cuál es el mecanismo de las erupciones solares? Qué son las espículas? Dónde se une el viento solar con el medio interestelar? Si viéramos las otras estrellas tan cerca como el Sol...

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