introduccion

INTRODUCCION
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El Sol se nos aparece con un contorno muy marcado, presentando un diámetro aparente de 32'35" en el perihelio y de 31'31" en el afelio, lo que nos da un diámetro de 32' 03" a la distancia media de 149,6E6 Km.
A esta distancia el radio solar aparente de 16'01" corresponde a un radio lineal de:
R= 149,6E6 Km *(961"/206265") = 697.000 km(206265 es la constante para pasar de segundos de arco a valor lineal)
Un volumen de:
V=4/3 pi R3= 1,41E27 m3
y con una masa que podemos calcular a través de la tercera ley precisada de Kepler:
T2 (M+m) / t2 (m+ms)= a3 / as3
donde "M","m" y "ms" son respectivamente, las masas del Sol de la Tierra y de la Luna, "T" y "t" son los períodos orbitales de la Tierra alrededor del Sol y de la Lunaalrededor de la tierra y "a" y "as" las distancias de la tierra al Sol y de la Luna a la Tierra.
Dividiendo numerador y denominador por "m" tendremos:
(M/m +1) / (1+ ms/m ) = t2 a3 / T2 as3
Dando valores y despejando:
M = 2E30 Kg
una densidad media de:
d = M / V = 2E30 / 1,41E27 =1,41E3 Kg/m3 = 1,41g/cm3
La fuerza de la gravedad en la superficie del Sol es:
g = G M / R2 = 274 m/s2
Siendo"G" la constante de la gravitación universal = 6,67E-11 Nm2kg-2 (SI)
La rotación del Sol no es uniforme, disminuyendo a medida que nos alejamos del ecuador, por término medio tenemos que la velocidad angular de un punto determinado del Sol es:
w = 14,4º -2,7º sen2B
siendo "B" la latitud heliográfica y "w" el ángulo de giro por día
Con lo que vemos que el período sidéreo de rotación está entrelos 25 días en el ecuador a los 30,7 días en la zona polar.
Al no girar el Sol como un cuerpo sólido, el sistema de coordenadas heliográficas no pueden ser fijadas rígidamente en todos los puntos de su superficie. Convencionalmente los meridianos se fijan rígidamente en los puntos que tienen latitudes de +- 16º, para éstos el período sinódico ( el que ve el observador terrestre y retrasadorespecto al sidéreo) es de 27,28 días. Como meridiano de origen se adopta aquel que el 1 de enero de 1954 a las 0h T.U. pasó por el punto de intersección del ecuador solar con la eclíptica.
TEMPERATURA DE LAS CAPAS EXTERNAS
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Conocemos por múltiples medidas el valor de la denominada constante solar, que es la cantidad de energía solar que atraviesa en la unidadde tiempo la unidad de superficie perpendicular a los rayos incidentes y a la distancia media entre la Tierra y el Sol, este valor lo conocemos con un error menor del 1% y es:
q = 1360 J /m2
Si este valor lo multiplicamos por la superficie de una esfera de 1 u.a., obtendremos la cantidad total de energía irradiada por el Sol en todas las direcciones y en unidad de tiempo, es decir:
Q = 4pi*(149,6E6)2*1360 = 3,8E26 J/s
Que si dividimos por la superficie del Sol tendremos la cantidad que irradía la unidad de superficie solar
e = Q / 4pi R2 = 3,8E26 / 12,56*(697*10E6)2 = 6,28 E7 J/s
Conociendo este valor, podemos aplicar la ley de Stefan Boltzman:
e = s T4
siendo "s" la constante de Stefan igual a 5,67 E-8, tendremos despejando la raíz cuarta, la denominada temperatura efectiva dela superficie solar que es:
T = 5770 ºK
Recordemos que se denomina temperatura efectiva de un cuerpo, a la que tendría un cuerpo negro en las mismas condiciones.
Ahora bien que sucede si aplicamos otros métodos de medición: si consideramos que el máximo de radiación se efectúa a la longitud de onda de 4300 Angstroms y aplicamos la ley de Wien, obtendremos la temperatura de color:
l = 29E6 / TT =29E6 / 4300 = 6750 ºK
si ahora aplicamos la fórmula de Planck obtendremos la temperatura de brillo, que según la longitud de onda obtendremos las siguientes temperaturas
l = 1000 Angstroms T = 4500 ºK
l = 2500 Angstroms T= 5000 ªK
l = 1 m T = 1000000 ºK
Esta discrepancia en los resultados según el método aplicado, nos conduce a las siguientes deducciones:
a) La radiación solar se...