Quemierdaesesto

HYPERLINK http//es.wikipedia.org/wiki/Solmediaviewer/FileAfiche_del_sol.svg http//es.wikipedia.org/wiki/Solmediaviewer/FileAfiche_del_sol.svg 3) Unamancha solares una regin delSolque tiene una temperatura ms baja que sus alrededores, y con una intensa actividadmagntica. Una mancha solar tpica consiste en una regin central oscura, llamada umbra, rodeada por una penumbra ms clara. Una sola manchapuede llegar a medir hasta 12000km(casi tan grande como el dimetro de laTierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120000km de extensin e incluso algunas veces ms. Las manchas se producen en la fotosfera. HYPERLINK http//es.wikipedia.org/wiki/Mancha_solar http//es.wikipedia.org/wiki/Mancha_solar Las espculas son lugares de la fotsfera en donde salen chorros de gas. Estas eyeccionessalen en grupos que, vistos desde la Tierra forman lo que parece un campo de hierba ondulante. Los chorros de gas ascienden hasta 9000 km sobre la superficie, subiendo a unos 30 kilmetros por segundo. Este fenmeno se desvanece en aproximadamente 15 minutos. HYPERLINK http//es.wikipedia.org/wiki/FenC3B3menos_de_la_superficie_solarEsp.C3.ADculashttp//es.wikipedia.org/wiki/FenC3B3menos_de_la_superficie_solarEsp.C3.ADculas Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilmetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses. El campo magntico del Sol desva algunas protuberancias que forman as un gigantesco arco. Se producen en la cromosfera que est a unos 100.000 grados de temperatura y se proyectahacia la Corona. Las protuberancias son fenmenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta atmsfera y corona inferior y estn constituidas por nubes de materia a temperatura ms baja y densidad ms alta que la de su alrededor. http//miprimerwikideastronomia.wikispaces.com/Protuberanciassolares La granulacin est formada por manchas ms claras (corrientesascendentes, ms calientes) y manchas ms oscuras (corrientes descendentes, menos calientes) que varan continuamente de forma y dimensiones cada grnulo tiene un dimetro diferente y es visible durante 5 mn como mximo. Los grnulos de centro del disco solar son ms regulares pero devido a la continua rotacin del Sol los va deformando progresivamente. HYPERLINK http//astronomiaparatodos2.blogspot.com/p/sol.htmlhttp//astronomiaparatodos2.blogspot.com/p/sol.html 4) Lacorona solar, es decir, la atmsfera delSol , no es esttica, se mueve abandonando la estrella. La corona solar es un gas completamente ionizado, es decir, unplasma Este movimiento de la corona es el llamado viento solar Este fenmeno tambin se presenta en otras estrellas llamndose entonces viento estelar. Este viento consiste principalmente deelectrones y protones , pero tiene tambin trazas de ncleos de helio y otros elementos, con energas por lo general entre 10 y 100KeV. El flujo de partculas vara en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partculas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energa cintica y la alta temperatura de la corona. Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un biendesarrollado campo magntico (como la Tierra, Jpiter y Saturno), las partculas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta regin, conocida como la magnetosfera, evita que las partculas cargadas expulsadas por el Sol impacten directamente la atmsfera y la superficie del planeta. La magnetosfera tiene ms o menos la forma de un hemisferio en el lado hacia el Sol, y por consecuencia se forma una larga estelaen el lado opuesto, de unos 300.000 km de largo. La frontera de esta regin es llamada la magnetopausa, y algunas de las partculas son capaces de penetrar la magnetosfera a travs de esta regin por reconexin parcial de las lneas del campo magntico. HYPERLINK http//es.wikipedia.org/wiki/Viento_solar http//es.wikipedia.org/wiki/Viento_solar 5) Mediante la fusin nuclear. Este enorme reactor nuclear...