El Sol és també la nostra principal font d'energia, que es manifesta, sobre tot, en forma de llum i calor`i conté més del 99% de tota la matèria del Sistema Solar. Gira al voltant del centre de la Via Làctia, la nostra galàxia. Dóna una volta cada 200 milions d'anys. Ara es mou cap a la constel.lació d'Hèrcules a una velocitat de 19 Km./s.
Com és?
Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. El sol té gas. En el nucli del sol el gas hidrogen és converteix en heli. Aquest canvi de gasos produeix una gran energia. Es formen uns raigs lluminosos que es propaguen per l’espai. La llum tarda 8 minuts en arribar del sol a la Terra. A la superfície del sol trobem el vent solar. Es formen gegantines erupcions de gas que sobresurten de la corona solar.
Les protuberàncies solars són moltes erupcions de l’atmosfera solar. Arriben a tenir una altura que va dels trenta mil als noranta mil km, i creixen a una velocitat de 4 km / hora.
Per sobre de la cromosfera es troba una corona lluminosa molt brillant que arriba 1.000. 000 km i arriba més enllà de Mercuri. A una distància de 5 radis solars (dos sols i mig), la corona surt cap enfora amb una velocitat de 400 km per segon.
Parts o estructura del Sol
En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons este model, el Sol està format per: nucli, zona radiant, zona convectiva, fotosfera, cromosfera, corona solar
- Nucli solar: Ocupa uns 139 000 km del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. És un dels punts més calents de l'univers. Té una densitat de fins a 150.000 kg/m3 (150 vegades la densitat de l'aigua a la Terra) i una temperatura de gairebé quinze milions de kelvins (en canvi, la superfície solar es troba a uns 6.000 kelvins). S'hi produeix energia per mitjà de reaccions termonuclears exotèrmiques (fusions nuclears que converteixen principalment hidrogen en heli). El nucli és l'únic punt del Sol que produeix una quantitat significant de calor per mitjà de fusió; la resta de l'estel és escalfat per l'energia que emana del nucli. Tota l'energia produïda per mitjà de fusions nuclears al nucli ha de travessar moltes capes fins a arribar a la fotosfera solar abans de fugir a l'espai com a llum solar o energia quinètica de partícules.
- Zona covectiva: Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per convecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva densitat per tant es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors freds establint-se corrents convectives.
- Fotosfera: La fotosfera és la zona des de la que s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opac.
- Cromosfera: La cromosfera és la regió de l'"atmosfera" solar situada entre la fotosfera i la corona solar. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nom "cromosfera" ve del grec chromos que significa color, perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.
- Corona solar: La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsi solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronògraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar.La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000 °C).
Dades del sol
Eclipsi solar
Un eclipsi solar consisteix en l'enfosquiment total o parcial del Sol que s'observa des d'un planeta pel pas d'un satèl·lit, com per exemple el pas de la Lluna entre el Sol i la Terra. Un eclipsi de Sol només és visible en una estreta franja de la superfície de la Terra. Quan la Lluna s'interposa entre el Sol i la Terra, projecta ombra en una determinada part de la superfície terrestre, i un determinat punt de la Terra pot estar immers en el con d'ombra o en el con de penombra.
Aquells que es trobin en la zona en la qual es projecta el con d'ombra veuran el disc de la Lluna superposar-se íntegrament al del Sol, i en aquest cas es tindrà un eclipsi solar total. Qui es trobin en una zona interceptada pel con de penombra, veuran el disc de la Lluna superposar-se només en part al del Sol, i es té un eclipsi solar parcial. Es dóna també un tercer cas, quan la Lluna nova es troba en el node a una distància major pel que fa a la mitjana, llavors el seu diàmetre aparent és més petit que l'habitual i el seu disc no arriba a a cobrir exactament el del Sol. En aquestes circumstàncies, sobre una certa franja de la Terra incideix no el con d'ombra sinó la seva prolongació, i es té un eclipsi solar anular, doncs al voltant del disc lunar resta visible un anell lluminós.
Segons es produeixi una d'aquestes situacions es parla de zones de totalitat, de parcialidad o de anularitat, fent referència amb això al tipus d'eclipsi que es pot observar des de qualsevol punt de la superfície terrestre.
La mort del sol
El Sol, com qualsevol altre estrella, es troba en constant procés d'evolució, encara que a nosaltres ens sembli inmutable. Aquesta sensació ens la dóna la diferència evident entre la nostra vida i longitud del seu cicle, que dura milers de milions d'anys. El que cap científic posa en dubte és que al Sol, també li arribarà la seva hora, i, si encara no ens hem destruït nosaltres mateixos, també destruirà tota la vida de la Terra.
Primera fase
El nucli es va comprimint i va augmentant la seva pressió, fins que se superin els 80 milions de graus, a aquestes temperatures ja és possible la fusió del Heli per formar elements més pesats, sobre tot Carboni. Quan comença aquesta fase es produeix un esclat de llum molt espectacular, i després la situació torna a estabilitzar-se.
Aquesta fase pot mantenir-se durant molt temps, però tard o d'hora comença una etapa en que augmenta la temperatura provocant que s'apugi la pressió, i això provoca que el nucli encara s'escalfi més. Quan s'arriba als 100 milions de graus comença la fusió d'Oxigen. Aquest cercle viciós anuncia la mort inminent de l'estrella.
Última fase
La fase següent no dura anys sino segons, tot es produeix molt ràpid. A 3000 milions de graus comença la producció de Ferro i a 8000 milions el Ferro es desintegra en Hidrògen provocant que el centre de l'estrella es desplomi sobre si mateixa. Encara avui dia no s'entenen perfectament aquests processos, però es calcula que el nucli del Sol serà tan dens que un sol didal pesarà 1.000.000 de tones. Durant el periode següent el Sol exuplsa la seva capa més externa originant una nebulosa que brillarà tant com tota la galàxia. Això és el que coneixem per Supernova.
La primera que es va poder veure des de la Terra va ser observada per astrònoms xinesos l'any 1054 i era tant brillant que podia veure's durant el dia.
Mentre les capes externes provoquen aquest fantàstic espectacle, al nucli la dernsitat ha augmentat tant que només està format per neutorns. L'estrella de neutrons no medeix més que uns quants Km de diàmetre però té una massa monstruosa i un camp magnétic enorme.
Aquesta estrella, que gira a una gran velocitat produïnt un pols magnétic a cada gir, rep el nom de Púlsar, i seguirà en aquest estat milions d'anys fins que anirà enlentint-se i acabarà per quedar com un cos inert. No totes les estrelles tenen aquest final. Les que no tenen prou massa per produïr l'esclat lluminós d'Heli es van refredant fins convertir-se en estrelles Nanes Negres. Les de masses molt superiors a la del Sol tenen.
Vídeo explicació sobre la mort del sol
Vídeo resum
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada