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El Sol
Cómo es, cómo lo sabemos, cómo se relaciona a
nosotros, y qué vas a ver
Taller en el ISMuL del UPRA
Dr. Guillermo Nery
Cosas para anotar
• Espectroscopios (bajo “For Educators”, luego “order
spectroscope kits”):
http://solar-center.stanford.edu
• Solar Dynamics Observatory
http://sdo.gsfc.nasa.gov/
• El semestre siguiente puedes traer a tus estudiantes para el
Sun-Day aquí en el UPRA: charlas, una película, algunas
exposiciones, y telescopios para ver al Sol
• Venus pasando frente al Sol: Junio 5 de este año o en el 2117
Nuestra relación con el Sol
•Fuente principal de la energía en la superficie de la Tierra
•Su energía nos llega en la luz y otras ondas
electromagnéticas.
•Ilumina, mantiene la temperatura.
•Orígen del viento, el oleaje, la lluvia, las tormentas y las
corrientes del aire y oceánicas
•Plantas capturan su energía y la amacenan (azúcares,
almidones y grasas)
•Plantas se convierten en carbón (bosques ) y petróleo
(microorganismos acuáticos)
•Luz solar rompe enlaces químicos y pone a funcionar celdas
solares
Nuestra relación con el Sol
•El Sol es la fuente de energía concentrada que motores tan
simples como las corrientes de aire o tan complejos como la
vida dispersan al ambiente mientras aprovechan parte para
lograr algún trabajo, sea constructivo o destructivo.
El estado del Sol
• Estamos entrando en el máximo de actividad solar.
El estado del Sol
• Del ciclo Solar que tarda 11 años en repetirse.
Sol inactivo vs activo
Cambio que tarda sólo 3 años. Es un buen
momento para disfrutar de ver a nuestro Sol.
¿Qué conocemos del Sol?
•Distancia
•Masa
•Energía que nos llega
•Temperatura
•Composición
•Estado
•Magnetismo
•Fuente de energía
•Ondas y estructura
Empezamos observando al cielo
• A este grupo de estrellas se le
llama la constelación de Orión.
Contiene a “Los Tres Reyes”.
• En la foto de abajo puedes
apreciar cómo todas las
estrellas se mueven juntas, de
modo que la forma del grupo
de estrellas no cambia, aunque
como grupo o constelación
están dando una vuelta.
Puedes hacer un mapa del
cielo con las estrellas. Ese
mapa no cambiará por miles
de años (al menos).
Los deambulantes
• Hay cinco cositas que
parecen estrellas en el
cielo, pero al mirarlas a
lo largo de varios meses,
se vé que se mueven
respecto a las estrellas.
• Los llamamos
“planetas” (significa
“deambulantes” en el
idioma griego).
• No parecen parpadear
como las estrellas hacen
a veces.
El mapa del cielo
• Por su distancia, las estrellas conservan su lugar relativo en el
cielo. Por eso, el mapa de estrellas en el cielo sirve para
localizar a otros objetos.
El movimiento de un planeta
planeta
• Veamos mapas del cielo a diferentes horas en meses
consecutivos, cuando aparecen las mismas constelaciones en
el mismo lugar. El planeta cambia de lugar, sin embargo.
Sol, Tierra, Luna y Marte
Modelo heliocéntrico:
Para los 1800’s se
demostró que el
movimiento aparente de las
estrellas y los planetas se
debía a una combinación
del giro de la Tierra y del
movimiento de los planetas
alrededor del Sol.
El Sol está al centro y
relativamente quieto. La
Tierra y Marte tienen órbitas
casi circulares alrededor del
Sol. La Luna tiene órbita
casi circular alrededor de la
Tierra (y la sigue). Cada
órbita lunar dura casi un
mes. La Tierra completa su
órbita en menos tiempo (1
año) que Marte (1.88 años),
y por eso lo pasa.
Johannes Kepler
elipse
elipse notable
• 1571-1630 en Alemania
• Descubrió que :
• Los planetas se mueven en elipses alrededor del
Sol, con el Sol en un foco de la elipse. NO se
mueven en círculos (aunque lo parecen).
Johannes Kepler
1 mes
1 mes
1 mes
áreas iguales
• Además, ya suponiendo que van en elipses, descubrió
que que en tiempos iguales las áreas rastreadas por
los radios de sus órbitas eran iguales.
Johannes Kepler
2
R
3
const.
22
RR33
• Finalmente, a mayor
distancia promedio del
Sol (R), mayor el
tiempo que se tarda en
const.
Const
darle la vuelta (T) .
Planeta
T (años)
R (ua)
Tierra
1.00
1.00
Marte
1.88
1.52
Júpiter
11.9
5.20
• La “ua” es una unidad
de distancia.
• 1 ua = 149,600,000 km
Sol y Tierra, a escala
Diámetro del Sol:
109 veces el de la Tierra
Distancia del Sol a la Tierra:
11,740 veces el diámetro de la Tierra
Diámetro de la Tierra:
73 ½ veces el largo de Puerto Rico
(de Fajardo a Rincón)
¿Cómo lo sabemos?
Medimos distancias a los
planetas (Marte, Venus)
mediante triangulación.
Vista “desde arriba”
Midiendo la base del
triángulo y sus ángulos
laterales, luego
calculando…
Distancia a la Luna :
384,403,000 m
¿Cómo lo sabemos?
Como
2 ÷ r3 =
lo mismo para todos los planetas
Si medimos cuánto tarda cada planeta en orbitar al Sol, ,
eso nos dará el tamaño relativo de r para todos los
planetas.
De ahí, si medimos la distancia a un planeta, sabremos las
distancias entre los demás y el Sol.
Luego, eso nos ayuda a obtener sus tamaños.
Actividad de triangulación
El Sol y Venus
• Una situación como
ésta, se hizo la medida
de la distancia a
Venus. De esa
distancia se obtuvo la
distancia al Sol y al
resto de los planetas
gracias a que
conocemos la 3ra Ley
de Kepler.
Órbitas de los planetas lejanos y
Plutón
Plutón tiene una órbita más eliptica.
Tamaño aparente: Regla vs. Luna
“lunita”
Midiendo el tamaño real de un
objeto lejano, sin llegar allí
Triángulos similares y razones y proporciones
Para triángulos similares, las razones entre
los largos de lados correspondientes son
de la misma proporción.
3
6
=
5
10
Las dos razones son de
la misma proporción.
Razón de 6 a 10
3
?
9
=
5
Razón de 3 a 5
15
El tamaño de la Luna
Distancia a la Luna : 384,403,000 m
?
lunita
Brazo
lunita
brazo
?
=
=
?
Distancia a la Luna
(Distancia a la Luna) *
lunita
brazo
Tamaños relativos de los planetas
Esto es un collage de varias fotos.
La relación entre los tamaños es real.
Los planetas versus el Sol
• Los planetas NO están alineados, ni cercanos unos a
otros, ni tan cerca del Sol.
• Sin embargo, si los pudiéramos mover y colocar junto al
Sol podríamos comparar los tamaños y ver algo así.
El paralaje
• Al observar un objeto comparativamente
“cercano” respecto a otros más lejanos, si lo que
observa cambia de posición, lo cercano parece
cambiar de posición aunque en realidad esté
quieto.
julio
posición aparente
estrella
cercana
enero
estrellas
lejanas
La distancia a una estrella
Midiendo la base del
triángulo y sus ángulos
laterales, luego
calculando…
Vista “desde arriba”
La estrella más cercana
está a
4.243 años luz, o
40,140,000,000,000 km
o 268,300 veces la
distancia entre la Tierra
y el Sol.
¿Cómo es el SoL?
Tiene una masa de 1.99*1030 Kg .
Eso es 333,333 veces todo lo que hay en la Tierra.
Si el Sol fuera una persona que pesa 200 libras, la
Tierra sería 1/30 de un billete de $5.
Isaac Newton
• Demostró el porqué de las tres
Leyes de Kepler del movimiento
planetario: así se mueven
objetos que sólo sienten el
efecto de una fuerza que los
atrae directamente hacia el Sol.
La intensidad de esa fuerza se
comporta así:
FG
M Sol mPlaneta
G
2
R Sol, Planeta
Y por esa misma fuerza la Luna no se aleja de la Tierra y los
objetos aquí tienen peso y caen. CIELO = TIERRA
¿Cómo lo sabemos?
Conocemos cómo y cuánto la materia atrae a la materia.
Por la Fuerza gravitacional:
FG = G*m1*m2 ÷ r2
G = 6.67 * 10-11 N*m2/kg2
Conocemos cuánta fuerza hace falta para lograr
que un planeta orbite al Sol:
FC = m1* v2 ÷ r
Sabemos cómo obtener la rapidez de un planeta
mientras orbita al Sol:
v = d ÷ t = (2 *
* r) ÷
¿Cómo lo sabemos?
Combinando lo anterior mediante el álgebra:
m2 = 4 *
* r3 ÷ (G *
2)
De modo que si medimos la distancia del planeta al
Sol, r, y cuánto tarda en darle una vuelta ,
podemos obtener la masa del Sol, m2.
planeta
Sol
r
Calculemos la masa del Sol
1 ua = 149,600,000 km
m2 = 4 *
* r3 ÷ (G *
2)
La temperatura del Sol
La temperatura del Sol es de 5,000,000 K en su “atmósfera”
(la corona), a 5,778 K en su superficie visible. . Emite
energía a la rapidez de 3.846*1026 W.
¿Cómo lo sabemos?
Las temperaturas de la corona y de la fotósfera las
conocemos viendo la luz que emiten. Separamos los colores
de la luz usando una rejilla de difracción.
Las intensidades de los colores nos indican la temperatura
del lugar de donde provino la luz.
¿Cómo lo sabemos?
Conocemos cómo emite luz la materia, según su temperatura.
¿Cómo lo sabemos?
Busca la temperatura
¿Qué es el SoL?
El Sol es una gran bola de plasma.
¿Qué es el SoL?
El Sol es una gran bola de plasma.
¿Cómo es el SoL?
A 30°C (86°F; 303 K) y 1 atm de presión, el aire seco en la
Tierra tiene una densidad de 1.16 kg/m 3, y la del agua
líquida es de 1,000 kg/m3.
El Sol tiene una densidad promedio de 1,408 kg/m 3, pero
su densidad varía desde 1*10-12 kg/m3 del plasma en la
corona, a 0.0002 kg/m3 en la fotósfera, a 162,200 kg/m3 en
el centro.
¿Cómo lo sabemos?
La densidad promedio del Sol se calcula dividiendo
su masa entre el espacio que ocupa.
La temperatura y densidad del interior las
estimamos en base a lo que hemos aprendido
aquí acerca de cómo se comporta la materia.
¿Cómo lo sabemos?
Por sus temperaturas: varían desde 5,000,000 K en su
“atmósfera” (la corona), a 5,778 K en su superficie visible, a
15,700,000 K en su interior. A estas temperaturas nada queda
excepto plasma.
El plasma es moldeado por campos magnéticos.
Nosotros vivimos cerca de 303 K (30°C, 86°F).
¿Qué es el SoL?
El Sol es una gran bola de plasma.
sólido
líquido
gas
plasma
Composición del Sol
• El Sol está hecho principalmente de hidrógeno (73.46%) y helio
(24.85%). Su masa es de 1.9891*1030kg. Esto quiere decir que
tiene 1.4612*1030kg de hidrógeno..
También tiene un poco de oxígeno, carbón, neón y
hierro.
¿Cómo lo sabemos?
Gases y plasma emiten colores de luz específicos para
cada material. Igualmente, absorben en muchos de esos
mismos colores.
El espectroscopio
¿Cómo lo sabemos?
Absorption & Emission Spectra
52
Identifica los Elementos en una Estrella
Calcium
Hydrogen
Iron
Magnesium
Mystery Star
53
Magnetismo
Manchas solares
son tormentas
magnéticas en el
Sol
Los campos magnéticos
afectan los niveles de
energía de los electrones
54
El Sol es una estrella
La temperatura de muchas estrellas es similar a la
del Sol.
Los materiales que están en las estrellas son
similares en proporción a los que hay en el Sol.
La cantidad de energía que liberan muchas
estrellas es similar a la que libera el Sol.
Si vieras al Sol de la distancia a la que está la
estrella más cercana, se vería igual que una
estrella.
¿Cómo lo sabemos?
La energía que una estrella emite se conoce midiendo la
intensidad de la luz que nos llega de ésta, midiendo su
distancia, y calculando la intensidad de luz que tiene que
estar produciendo allá para que nos llegue lo que llega
acá.
Se hace lo mismo para con el Sol.
Io = I * r2 ÷ ro2
Conociendo la temperatura de una estrella y la cantidad de
energía (ntesidad de luz) que emite se puede obtener el
tamaño de la estrella.
Formación de sistemas solares
FOTOGRAFÍA DEL TELESCOPIO HUBBLE
•
•
•
FOTOGRAFÍA DEL TELESCOPIO HUBBLE
En la nebulosa de Orión se descubrieron formaciones que tienen el tamaño de sistemas
solares. Son acumulaciones de polvo y gases que no han sido dispersadas por los vientos
solares que salen de otras estrellas cercanas (foto izquierda.).
A la derecha hay una estrella con un anillo de materia de un sistema en formación.
En sus centros tiene que haber un objeto tan masivo como una estrella, para retener
mediante fuerzas gravitatorias a esos gases y polvo.
Edad de la Tierra
• La Tierra se formó al acumularse, por fuerzas
gravitatorias, polvo y gases que rodeaban a nuestro Sol
cuando éste acababa su formación. La gravedad
aceleraba a ese material, y al chocar y acumularse su
energía lo hizo calentar hasta derretirse. Luego, al
enfriarse la superficie, se formaron las primeras rocas y
océanos.
• Las rocas más antiguas de nuestro planeta que se han
encontrado tienen una edad de 4,404,000,000 años
• Las rocas lunares más antiguas tienen una edad similar
• Los meteoritos más antiguos tienen 4,540,000,000 años
de edad (con error de 50,000,000 años).
Energía del Sol
• El Sol está hecho principalmente de hidrógeno (73.46%) y helio
(24.85%). Su masa es de 1.9891*1030kg. Esto quiere decir que
tiene 1.4612*1030kg de hidrógeno. Su temperatura exterior
medida es de 5,778 K o 5,505ºC o 9,941ºF. La temperatura
interior (modelada) es de 1.57*107 K. La presión en su interior
(modelada) es de 3.4*1011 atmósferas. El helio no puede
quemarse. Emite energía en luz y ondas similares a una rapidez
de 3.846*1026 J/s.
• El Sol NO tiene oxígeno en cantidades suficientes para lo que
comentaremos ahora, pero si su energía se originara en la
combustión (quema) de hidrógeno con oxígeno, y si emitiera
energía a la misma rapidez que la emite ahora (3.846*1026 W),
todo su hidrógeno se gastaría en cerca de 15,000 años.
Energía del Sol
• Hay evidencia de que el Sol lleva mucho más de 15,000 años tan activo
como ahora. En todo caso, NO HAY OXIGENO en cantidades ni siquiera
cercanas a las necesarias. Por lo tanto, su energía tiene que provenir de
otra fuente.
• El calentamiento por compresión debido a la gravedad tampoco da
energía suficiente.
• La única fuente posible para energía en el Sol, dada su temperatura y las
presiones ejercidas por el peso de su propio material en el interior, es la
fusión de núcleos de hidrógeno para formar helio.
• En resúmen, el proceso de fusión empieza con cuatro protones (núcleos
de hidrógeno) y termina con un núcleo de helio, dos positrones y dos
neutrinos (tipo “electrón”).
• Al final de este proceso, hay algo menos de masa que cuando se
comienza. La masa desaparecida se conviert en energía según E = mc2.
Esto libera inmensas cantidades de energía. Suficiente para alrededor de
7 mil millones de años.
Energía del Sol
La reacción química de la quema de hidrógeno libera 2.51eV por cada molécula de
agua que se forma.
El proceso de fusión nuclear libera 25,000,000 eV por cada núcleo de He que se
forma.
Núcleo
de
helio
protón
positrón
neutrón
neutrino
Energía del Sol : no es de origen químico
•
•
•
•
•
•
•
•
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•
•
•
Si la energía fuera de quemar hidrógeno con oxígeno:
1 mol H2 + ½ mol O2  1 mol H2O (vapor) + 242,000 J
1 mol H2 tiene 2g de masa (1/2 mol O2 tiene 16g) (1 mol es una cantidad)
3.846*1026 W = 3.846*1026 J/s
Si toda la energía de la quema fuera a producir luz y ondas similares (100% de
eficiencia de modo que no hace falta quemar aún más rápidamente):
(3.846*1026 J/s) / (242,000 J/mol) = 1.589*1021 mol/s
(1.589*1021 mol/s) * (2g/mol) = 3.179*1021 g/s
(3.179*1021 g/s) / (1000g/kg) = 3.179*1021 kg/s
(1.4612*1030 kg) / (3.179*1021 kg/s) = 4.597*1011 s
(6.258*1011 s) / (31,560,192 s/año) = 14,567 años
El Sol mantiene la temperatura de la superficie de la Tierra. El tiempo calculado
es muy poco para el tiempo del que tenemos evidencia de que la temperatura
del planeta estaba cercana a la de ahora
(más de 570,000,000 años, con la existencia de reptiles y ecosistemas con
plantas terrestres).
Por cierto, para quemar esa cantidad de hidrógeno haría falta, de oxígeno,
OCHO veces la masa del hidrógeno a quemarse. El sol no tiene tanta masa, ni
nada cerca de esa cantidad de oxígeno.
Formación de sistemas solares
• Esta es una acumulación de
gases y polvo.
• Ya que conocemos la distancia
a esta formación de gases y
polvo, sabemos su tamaño.
• De la concentración de estos
gases y polvos debido a la
gravedad, allí se forman
sistemas solares.
• Estudiamos los colores de la
luz que llega de esto para saber
qué hay allí: S- (rojo), H2
(verde), O-2 (azul)
Formación de sistemas solares
• Los “pequeños” deditos
(arriba) tienen puntas del
tamaño de un sistema solar.
• Se forman porque estrellas
arriba a la derecha
producen radiación que
empuja los gases y polvo,
pero en las puntas hay algo
que protege al gas y el
polvo y lo retiene.
• Lo que protege al gas y al
polvo es una estrella en
proceso de formación.
Al mirar al Sol
Si lo miras por mucho tiempo, puedes quemarte la retina,
excepto bajo ciertas condiciones o si usas filtros
especiales. La superficie que vemos del Sol (la fotósfera)
es de donde emite la luz que logra escaparse hasta
nosotros. En realidad es una capa delgada, comparada al
diámetro del Sol. Podemos ver parcialmente através de
esa capa, por lo cual vemos que los bordes del Sol están
un poco oscuros comparado al resto. Siendo un plasma, su
material responde a campos magnéticos y las manchas
solares, llamaradas, y filamentos que observamos en su
superficie muestran evidencia de esos efectos. En caso de
un eclipse solar, también podemos ver la corona del Sol,
que es material que el Sol emite al espacio.
H alpha
H alpha es el nombre de la transición
electrónica cuántica entre los niveles
2 y 3 del átomo de hidrógeno que
produce la luz roja que emite el
átomo de hidrógeno (656 nm) .
66
The Sun “in H alpha”
El filtro hidrógeno alfa deja pasar
sólo ese color de luz: vemos dónde
hay hidrógeno en el Sol a una
tempeatura que permite que exista
ese gas.
67
Manchas Solares
Las manchas solares
ocurren debido a
concentraciones de las
líneas del campo
magnético.
Celdas de convección
Tamaño relativo de la
Tierra
Como cuando haces arróz y se
forma un patrón según por
dónde sube el agua caliente.
Erupciones solares
Comunes durante
periodos activos
del Sol
Llamarada de rayos X del Sol.
Prominencia solar, a veces se desprenden en CME “coronal mass ejections”
Spicules
Chorros de plasma guiados por campos magnéticos
intensos (aquí vistos sobresaliendo de la superficie del
Sol).
La estructura del Sol
Al estudiar al Sol estudiamos una estrella.
El campo magnético de la Tierra, afectado por una
tormenta solar (llega plasma del Sol).
Tormenta solar ocasiona apagón en 1989
En 90 segundos, 6 millones de
personas perdieron la energía
eléctrica. Duró 9 horas el apagón.
En octubre del 2003, una
tormenta solar dañó al
Mars Odyssey probe