Sistema solar

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EL NUCLEO SOLAR
Prof. Teodoro Roca Cortés
La estrella mas cercana a la Tierra, el Sol, es una inmensa esfera de gas en estado estacionario. En un diagrama color-magnitud (diagrama HR) estaría situda en la llamada Secuencia Principal como también lo están el 80% de las estrellas que pueblan nuestra galaxia; esto nos lleva a decir que se trata de una estrella en plena juventud (aproximadamente4500 millones de años). Todo lo que sabemos de ellas, y del Sol, lo conocemos a través del estudio de la radiación electromagnética que nos llega procedente de su superficie. Ésta, con una masa aproximada menor que un 0.01 % de la masa total del Sol, es una capa cuyo espesor es menor que el uno por mil de su radio, que además es opaca a la radiación producida en el núcleo solar y transportada hastaallí por procesos como radiación y convección fundamentalmente. El núcleo del Sol es una poderosísima central nuclear de fusión capaz de proporcionar 3.9 1020 Mw. Utiliza como combustible el hidrógeno, H, y lo transforma en helio, He. En las altas condiciones de presión y temperatura que reinan en el interior solar, el plasma se encuentra totalmente ionizado ya que los núcleos atómicos estándesprovistos de electrones, y de esta manera 4 núcleos de H (protones) se fusionan para producir uno de He (partícula α), proporcionando en este proceso una energía de unos 26 MeV. Esta energía se produce en un 98% en forma de radiación electromagnética altamente energética (rayos γ) y, en el 2% restante, en forma de neutrinos electrónicos. La cadena de reacciones producidas dan lugar a diferentestipos de neutrinos y en diferente cantidad. Los neutrinos se producen principalmente en la reacción pp pero tienen una energía muy pequeña, inferior a 0.4 MeV; otros, en menor cantidad, por la captura electrónica del Berilio, Be, con energías entre 0.38 y 0.86 MeV y, por último, en la desintegración β del Boro, B, con energías de hasta 14 MeV. A diferencia de los fotones, los neutrinos atraviesan elSol en un par de segundos y llegan a la Tierra (en unos 8 minutos), donde el flujo total recibido es de alrededor de 6.5 10 10 por cm2 cada segundo; de ellos los más energéticos sólo representan unos 60 millones. Veremos, mas adelante, como de tan gran cantidad que atraviesan la Tierra podemos "retener" tan sólo unos pocos. La energía que se produce, en forma de fotones, se absorbe y reemite en elplasma circundante, de manera que el fotón producido va perdiendo energía a medida que avanza cansinamente hacia la superficie (tarda varios millones de años en llegar allí), es lo que se conoce como opacidad estelar. LLega un momento que la opacidad es tan grande que la energía debe transportarse por medio del movimiento macroscópico del gas originándose entonces corrientes de convección. Estosucede en las capas externas del Sol (alrededor de un 30% del radio solar de espesor). Por encima de la zona de convección está lo que podríamos llamar la superficie solar en la que se distinguen la fotosfera, la cromosfera y la corona. La densidad es baja y la temperatura alta, con lo que el plasma esta fuertemente ionizaddo; además, ahí se observan campos magnéticos intensos que en su interaccióncon el plasma dan lugar a estructuras complejas ( manchas, filamentos, plumas, filigranas, etc...) EL MODELO SOLAR La estructura y la evolución de las estrellas descansan sobre el conocimiento de la estructura del Sol. En efecto, las ecuaciones que definen la estructura del Sol y de las estrellas pueden comprobarse observacionalmente con mas precisión en el caso particular del Sol. De él, ademásde su espectro electromagnético, podemos medir su radio, 6.96 108 m, y su masa, 1.99 1030 Kg, gracias al conocimiento preciso de las órbitas de los planetas de nuestro Sistema Solar. Las medidas de su luminosidad y su radio nos llevan al conocimiento de su temperatura efectiva ( es la temperatura equivalente a la de un cuerpo negro que radie igual cantidad). Estos parámetros permanecen casi...
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