El sol, nuestra estrella

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Química
El Sol: nuestra estrella más cercana
El diámetro solar es 100 veces el de la Tierra (696000 km). La masa solar es 700 veces la masa del resto del sistema solar. Edad estimada 5000 millones de años.
El elemento más abundante en el Sol es el hidrógeno con 92% en número y 73.4% en masa. Después le sigue el helio con 7.8% en número y 25% en masa.

La energía del Sol procede dereacciones químicas, contracción Gravitacional y energía nuclear
El Sol genera su energía por medio de la fusión nuclear.
La fusión nuclear involucra dos núcleos atómicos que se unen en uno.
Este proceso no puede ocurrir en condiciones normales porque la repulsión eléctrica es demasiado fuerte. Sin embargo en condiciones de muy altas temperaturas, la repulsión eléctrica se supera y el núcleo se funde.En el núcleo tiene lugar la fusión (única fuente de energía) la temperatura
alcanza 15 millones de grados Kelvin
Esta energía es transportada inicialmente por fotones (Zona
radiativa) Cerca de la superficie cambia el proceso transporte de la energía.
(Zona convectiva)

El Sol es completamente gaseoso.
• Los átomos de este gas absorben fuertemente la luz
• Como consecuencia de esto laenergía viaja muy lentamente y
tarda 1.000.000 años hasta que alcanza la superficie desde el
núcleo solar
• A una cierta altura el gas es tan tenue que se hace
transparente (Fotosfera)
• La Fotosfera es considerada como la superficie solar. Su
temperatura es de 6000 K

Estrellas y polvo de estrellas

Carl Sagan decía, "somos polvo de estrellas": tenía razón, literalmente lo somos.Excluyendo el Hidrógeno (H) –que se formó poco después del Big Bang junto con un poco de Helio (He)–, cada átomo de cada molécula que forman las células de nuestro cuerpo vino de las estrellas. Todos, absolutamente todos los elementos químicos naturales –no artificiales–, fueron creados o estuvieron en el interior de una estrella: los átomos de Hierro en las proteínas de hemoglobina que dan el color rojo anuestra sangre, los átomos de Calcio (Ca) que componen la estructura ósea que nos mantiene en pie, los átomos de Oxígeno (O) y Nitrógeno (N) que respiramos y nos mantienen con vida fueron creados o vinieron de las estrellas.

El principal combustible de las estrellas es el Hidrógeno y mediante cadenas de reacciones nucleares, poco a poco convierten elementos ligeros en pesados: la fusión deHidrógeno forma Helio, el Helio se fusiona y forma Berilio (Be) y Carbono (C), la fusión de Carbono y Berilio produce Oxígeno (O), Neón (Ne), Sodio (Na) y Magnesio (Mg). De la fusión de Oxígeno se produce más Magnesio, Silicio (Si), Fósforo (P) y Azufre (S), etc. A medida que ocurren las fusiones, se producen grandes cantidades de energía y los núcleos de las estrellas se hace más pesados –laestructura de una estrella es parecida a una cebolla donde las capas están formadas por elementos y hacia el centro estos son más pesados.

Sin embargo, la fusión de elementos no es infinita. Una vez que se produce Hierro (Fe), las estrellas son incapaces de fusionarlo. Es más, la fusión de Hierro no produce energía, la necesita para transformarse en algo más pesado. Las fusiones nucleares se detienencuando Hierro es creado.

No todas las estrellas pueden formar elementos hasta el Hierro, pero –para decirlo de una manera sencilla–, cuanto más masiva es una estrella, elementos más pesados puede crear. Por ejemplo, Rigel, la estrella blanca-azulada en la constelación de Orión tiene unas 17 veces la masa del Sol y dentro de ella se formarán elementos como Cromo (Cr) y Hierro. Una estrella debaja masa como el Sol –y eso que tiene unos 2,000 cuatrillones de toneladas– solo podrá formar elementos tan pesados como Magnesio, pero no fusionarlos.

Galaxias

Las galaxias son agrupaciones de miles de millones de estrellas. Nuestra propia galaxia, es un ejemplo típico. Estrellas, gas y polvo interestelar orbitan alrededor del centro de la galaxia debido a la atracción gravitatoria de...
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