Sistema solar. El Sol forma y dimensiones

Como sabemos los cuerpos celestes por lo general giran en un movimiento de rotación respecto a un centro determinado, para nuestro sistema solar, el centro será el centro de la Vía Láctea y nuestro sol demora 230 millones de años terrestres en dar una vuelta completa a este centro.
Nuestro sistema solar consiste en una estrella mediana que llamamos el Sol y los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutón. Incluye: los satélites de los planetas, numerosos cometas, asteroides, y meteoroides; y el medio interplanetario. El Sol es la fuente más rica de energía electromagnética (principalmente en forma de luz y calor) en el sistema solar.
El sistema solar se formó hace unos 5.000 millones de años. Se inició a partir de una nube de gas que contenía pequeñas partículas de polvo y hielo. Cuando la gravedad comenzó a comprimirla, nació el Sol. Los restos de este proceso se fusionaron y formaron los planetas.
El Sol comenzó entonces a liberar energía y se estima que, si sigue liberandola a la velocidad actual, el sistema solar puede sobrevi<embed size="original" view="embed" custom:offset="0" custom:limit="5" href="ezobject://1971" />vir otros 5.000 millones de años.
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra; ubicada en el ceEl Sistema Solar es un conjunto o sistema de planetas que orbitan alrededor de una estrella común el Sol.
Pertenecemos a la galaxia conocida como Vía Lactea y el Sistema Solar se ubica en uno de los extremos de dicha galaxia a una distancia del centro de ella de aproximadamente a unos 33,000 años luz, o lo que es lo mismo a unos 31'000,000 de kilómetros.

Como sabemos los cuerpos celestes por lo general giran en un movimiento de rotación respecto a un centro determinado, para nuestro sistema solar, el centro será el centro de la Vía Láctea y nuestro sol demora 230 millones de años terrestres en dar una vuelta completa a este centro.

Nuestro sistema solar consiste en una estrella mediana que llamamos el Sol y los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y Plutón. Incluye: los satélites de los planetas, numerosos cometas, asteroides, y meteoroides; y el medio interplanetario. El Sol es la fuente más rica de energía electromagnética (principalmente en forma de luz y calor) en el sistema solar.
El sistema solar se formó hace unos 5.000 millones de años. Se inició a partir de una nube de gas que contenía pequeñas partículas de polvo y hielo. Cuando la gravedad comenzó a comprimirla, nació el Sol. Los restos de este proceso se fusionaron y formaron los planetas.
El Sol comenzó entonces a liberar energía y se estima que, si sigue liberandola a la velocidad actual, el sistema solar puede sobrevi

vir otros 5.000 millones de años.

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra; ubicada en el centro de un sistema planetario, es su miembro dominante. De acuerdo a las dimensiones observadas en otras estrellas, el Sol resulta entre todas ellas un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. La energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta.
La masa del Sol es aproximadamente 300.000 veces superior a la masa de la Tierra y su diámetro es unos 109 veces el terrestre. Por su parte, la temperatura superficial del Sol alcanza los 6.000 º C. Cada centímetro cuadrado de la superficie solar emite una potencia aproximada de 10 caballos de vapor.

La transformación del gas de hidrógeno (H) en helio (He) en el interior del Sol, se realiza básicamente a través del proceso reacción protón-protón [PP]. Mediante esta reacción, 4 átomos de hidrógeno se convierten directamente en 1 de helio. Finalmente sucede que la suma de la masa de los núcleos de los átomos de hidrogeno que participan en la transformación, es mayor a la masa total del núcleo resultante helio. Esa diferencia de masa es la que se convierte en energía y que luego, en forma de luz y calor, emergerá en todas las direcciones posibles, desde el centro de la estrella hacia su superficie.
Se puede asimilar el núcleo de las estrellas a una caldera donde se originan los elementos químicos desde el hidrogeno al hierro, todo lo que compone el universo.
A través del análisis de los espectros, se ha podido comprobar que todas las estrellas , tienen aproximadamente la misma abundancia relativa de los diferentes elementos químicos. Siguen en abundancia al hidrógeno y al helio: silicio, magnesio, hierro y aluminio. Esto indica que la abundancia de los elementos presentes en la superficie de la Tierra, comparados con los observados en las estrellas, es completamente diferente.

Observando el disco solar con algo de detalle, se distingue una apariencia similar a la de granos de arroz separados por un tenue límite oscuro; esta granulación cubre toda la superficie solar. La dimensión de cada gránulo alcanza unos 500 kilómetros y su duración sobre la superficie es efímera: aparecen y desaparecen en minutos. Cada gránulo parece corresponder a una cierta porción de gas caliente que asciende desde el interior del Sol; las regiones oscuras que rodean a los gránulos son la zona donde desciende el gas una vez enfriado.
Sin embargo, en el disco solar observable desde la Tierra, lo más llamativo son las llamadas manchas solares, en condiciones particulares del cielo diurno es posible observarlas a simple vista. Las manchas continuamente cambian de forma y de tamaño; sus dimensiones son muy variadas: algunas pueden llegar a ser mayores que la misma Tierra. Se trata de regiones oscuras que se destacan de su entorno brillante; presentan una región ennegrecida, la umbra, rodeada por una región más clara, la penumbra. Aparecen en grupos de hasta decenas de miembros, con tamaños muy diferentes entre sí. En ocasiones se han podido contar hasta 100 manchas en un conjunto; sin embargo el mayor número registrado fue en octubre de 1957, cuando se observaron 263 manchas. Lo que sucede es que en el interior de la región que ocupa la mancha la temperatura es menor en unos 1.000 ºC que la temperatura de la región circundante; por esta sencilla razón, la zona de una mancha aparece más oscura que el resto luminoso de la superficie solar.
Los astrónomos analizaron detalladamente este fenómeno y han podido comprobar que las manchas solares están asociadas con una actividad magnética muy fuerte. Como generalmente las manchas aparecen de a pares, se verificó que cada una de ellas tiene distinta polaridad: una es norte magnético y la otra sur magnético asemejándose a la estructura de un imán común.
Aparecen y desaparecen; en general duran unos diez días. Esas perturbaciones se aprecian, por ejemplo, por la aparición de las auroras boreales. A simple vista, las auroras semejan "cortinas" de luces multicolores y ondulantes que aparecen en zonas del cielo terrestre, particularmente en ciertas regiones geográficas cercanas a los polos magnéticos de la Tierra.
Las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible por efecto de la rotación solar. Justamente, la observación de manchas durante varios días sucesivos ha permitido detectar y medir el giro del Sol sobre sí mismo. Se descubrió entonces que el Sol rota sobre sí mismo con diferente velocidad a distintas distancias de su ecuador; es decir no gira en forma uniforme como la Tierra. La velocidad de rotación solar es mayor en su ecuador y va disminuyendo hacia los polos. Así, en el ecuador del Sol el día dura unos 25 días terrestres; a 45 de latitud solar, es de 28 días, y en sus polos cerca de 35 días.
En ocasiones, a cierta altura sobre la superficie solar, las manchas aparecen rodeadas por áreas más brillantes, de aspecto blanquecino: esas zonas se llaman fáculas y generalmente resultan notables hacia los bordes del Sol.

La atmósfera del Sol se dividió en capas
Fotósfera (zona ligada a su superficie).
Cromósfera )porción intermedia).
Corona (la capa más externa).

La cromósfera es una región relativamente transparente que, durante los eclipses totales de Sol, puede observarse a simple vista como un anillo rosado. Alcanza alturas del orden de los 15.000 km sobre la superficie. Su temperatura varía entre 4.500 ºC en la región cercana a la fotósfera hasta alrededor de 500.000 ºC en la parte superior, donde comienza la corona.

La corona es un débil halo brillante, que corresponde a la parte más alta de la atmósfera solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio. Su luz es tenue (mucho más débil que la de la cromósfera, apenas alcanza a la mitad del brillo que tiene la Luna llena) y sin embargo su temperatura es muy alta, del orden de 1.000.000 º C, La extensión de la corona no tiene un límite preciso y se expande a través de todo el Sistema Solar, aunque el efecto que produce sobre el movimiento de los planetas es nulo. Tal como se la observa en los eclipses totales de Sol, la corona presenta diferencias en su estructura relacionadas estrechamente con el número de manchas solares: cuando el número es máximo la corona muestra una forma circular; en cambio, en el mínimo de manchas, tiende a ser un halo de apariencia alargada hacia la región de los polos.

La energía irradiada por el Sol conduce partículas (atómicas y subatómicas)en todas las direcciones, y esas partículas es lo que se conoce como el viento solar: partículas que se mueven con velocidades entre 400 y 700 km/seg. Muchas de las partículas del viento solar son atrapadas por los planetas y, en el caso de la Tierra, se las observa en las auroras boreales.

Otro fenómeno de la atmósfera solar son las fulguraciones (flares o destellos); se trata de repentinos aumentos de brillo, en zonas ubicadas en las cercanías de las manchas solares. Una fulguración se corresponde con nubes gaseosas que se elevan miles de kilómetros sobre la fotósfera, a una temperatura que puede llegar a los 10.000 ºC. La duración de las fulguraciones es desde algunos minutos hasta varias horas; cuanto mayor es el número de manchas, mayor es la actividad de las fulguraciones.

Otros fenómenos espectaculares observados en el Sol son las prominencias, semejantes a grandes llamaradas que se prolongan hasta enormes alturas sobre la fotósfera. En algunos casos tienen un movimiento circular ascendente y descendente, como armando un gran remolino. Las prominencias se detectan muy bien sobre el borde del disco solar; en los eclipses totales de Sol se las logra ver a simple vista, brillando con un color rojizo contra el fondo blanco de la corona.ntro de un sistema planetario, es su miembro dominante. De acuerdo a las dimensiones observadas en otras estrellas, el Sol resulta entre todas ellas un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. La energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta.
La masa del Sol es aproximadamente 300.000 veces superior a la masa de la Tierra y su diámetro es unos 109 veces el terrestre. Por su parte, la temperatura superficial del Sol alcanza los 6.000 º C. Cada centímetro cuadrado de la superficie solar emite una potencia aproximada de 10 caballos de vapor.
La transformación del gas de hidrógeno (H) en helio (He) en el interior del Sol, se realiza básicamente a través del proceso reacción protón-protón [PP]. Mediante esta reacción, 4 átomos de hidrógeno se convierten directamente en 1 de helio. Finalmente sucede que la suma de la masa de los núcleos de los átomos de hidrogeno que participan en la transformación, es mayor a la masa total del núcleo resultante helio. Esa diferencia de masa es la que se convierte en energía y que luego, en forma de luz y calor, emergerá en todas las direcciones posibles, desde el centro de la estrella hacia su superficie.
Se puede asimilar el núcleo de las estrellas a una caldera donde se originan los elementos químicos desde el hidrogeno al hierro, todo lo que compone el universo.
A través del análisis de los espectros, se ha podido comprobar que todas las estrellas , tienen aproximadamente la misma abundancia relativa de los diferentes elementos químicos. Siguen en abundancia al hidrógeno y al helio: silicio, magnesio, hierro y aluminio. Esto indica que la abundancia de los elementos presentes en la superficie de la Tierra, comparados con los observados en las estrellas, es completamente diferente.
Observando el disco solar con algo de detalle, se distingue una apariencia similar a la de granos de arroz separados por un tenue límite oscuro; esta granulación cubre toda la superficie solar. La dimensión de cada gránulo alcanza unos 500 kilómetros y su duración sobre la superficie es efímera: aparecen y desaparecen en minutos. Cada gránulo parece corresponder a una cierta porción de gas caliente que asciende desde el interior del Sol; las regiones oscuras que rodean a los gránulos son la zona donde desciende el gas una vez enfriado.
Sin embargo, en el disco solar observable desde la Tierra, lo más llamativo son las llamadas manchas solares, en condiciones particulares del cielo diurno es posible observarlas a simple vista. Las manchas continuamente cambian de forma y de tamaño; sus dimensiones son muy variadas: algunas pueden llegar a ser mayores que la misma Tierra. Se trata de regiones oscuras que se destacan de su entorno brillante; presentan una región ennegrecida, la umbra, rodeada por una región más clara, la penumbra. Aparecen en grupos de hasta decenas de miembros, con tamaños muy diferentes entre sí. En ocasiones se han podido contar hasta 100 manchas en un conjunto; sin embargo el mayor número registrado fue en octubre de 1957, cuando se observaron 263 manchas. Lo que sucede es que en el interior de la región que ocupa la mancha la temperatura es menor en unos 1.000 ºC que la temperatura de la región circundante; por esta sencilla razón, la zona de una mancha aparece más oscura que el resto luminoso de la superficie solar.
Los astrónomos analizaron detalladamente este fenómeno y han podido comprobar que las manchas solares están asociadas con una actividad magnética muy fuerte. Como generalmente las manchas aparecen de a pares, se verificó que cada una de ellas tiene distinta polaridad: una es norte magnético y la otra sur magnético asemejándose a la estructura de un imán común.
Aparecen y desaparecen; en general duran unos diez días. Esas perturbaciones se aprecian, por ejemplo, por la aparición de las auroras boreales. A simple vista, las auroras semejan &quot;cortinas&quot; de luces multicolores y ondulantes que aparecen en zonas del cielo terrestre, particularmente en ciertas regiones geográficas cercanas a los polos magnéticos de la Tierra.
Las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible por efecto de la rotación solar. Justamente, la observación de manchas durante varios días sucesivos ha permitido detectar y medir el giro del Sol sobre sí mismo. Se descubrió entonces que el Sol rota sobre sí mismo con diferente velocidad a distintas distancias de su ecuador; es decir no gira en forma uniforme como la Tierra. La velocidad de rotación solar es mayor en su ecuador y va disminuyendo hacia los polos. Así, en el ecuador del Sol el día dura unos 25 días terrestres; a 45 de latitud solar, es de 28 días, y en sus polos cerca de 35 días.
En ocasiones, a cierta altura sobre la superficie solar, las manchas aparecen rodeadas por áreas más brillantes, de aspecto blanquecino: esas zonas se llaman fáculas y generalmente resultan notables hacia los bordes del Sol.
La atmósfera del Sol se dividió en capas
Fotósfera (zona ligada a su superficie).
Cromósfera )porción intermedia).
Corona (la capa más externa).
La cromósfera es una región relativamente transparente que, durante los eclipses totales de Sol, puede observarse a simple vista como un anillo rosado. Alcanza alturas del orden de los 15.000 km sobre la superficie. Su temperatura varía entre 4.500 ºC en la región cercana a la fotósfera hasta alrededor de 500.000 ºC en la parte superior, donde comienza la corona.
La corona es un débil halo brillante, que corresponde a la parte más alta de la atmósfera solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio. Su luz es tenue (mucho más débil que la de la cromósfera, apenas alcanza a la mitad del brillo que tiene la Luna llena) y sin embargo su temperatura es muy alta, del orden de 1.000.000 º C, La extensión de la corona no tiene un límite preciso y se expande a través de todo el Sistema Solar, aunque el efecto que produce sobre el movimiento de los planetas es nulo. Tal como se la observa en los eclipses totales de Sol, la corona presenta diferencias en su estructura relacionadas estrechamente con el número de manchas solares: cuando el número es máximo la corona muestra una forma circular; en cambio, en el mínimo de manchas, tiende a ser un halo de apariencia alargada hacia la región de los polos.
La energía irradiada por el Sol conduce partículas (atómicas y subatómicas)en todas las direcciones, y esas partículas es lo que se conoce como el viento solar: partículas que se mueven con velocidades entre 400 y 700 km/seg. Muchas de las partículas del viento solar son atrapadas por los planetas y, en el caso de la Tierra, se las observa en las auroras boreales.
Otro fenómeno de la atmósfera solar son las fulguraciones (flares o destellos); se trata de repentinos aumentos de brillo, en zonas ubicadas en las cercanías de las manchas solares. Una fulguración se corresponde con nubes gaseosas que se elevan miles de kilómetros sobre la fotósfera, a una temperatura que puede llegar a los 10.000 ºC. La duración de las fulguraciones es desde algunos minutos hasta varias horas; cuanto mayor es el número de manchas, mayor es la actividad de las fulguraciones.
Otros fenómenos espectaculares observados en el Sol son las prominencias, semejantes a grandes llamaradas que se prolongan hasta enormes alturas sobre la fotósfera. En algunos casos tienen un movimiento circular ascendente y descendente, como armando un gran remolino. Las prominencias se detectan muy bien sobre el borde del disco solar; en los eclipses totales de Sol se las logra ver a simple vista, brillando con un color rojizo contra el fondo blanco de la corona.