juan de la mancha
Páginas: 9 (2228 palabras)
Publicado: 5 de junio de 2014
Índex
Què és el sol? 2
L’interior del Sol 3
L’atmosfera solar 4
Història del Sol 6
La fi del Sol 7
Com aprofitem l’energia solar? 8
Plaques solars 9
Estructura 10
Ús de l’energia 11
Bibliografia 13
Opinió personal 14
Què és el Sol?
El Sol és una estrella amb forma esfèrica que s’ubica al centre del Sistema Solar. La seva majoria de matèria esta en estat de plasmacalent entreteixit amb camps magnètics, els seus elements son aproximadament 77% d’Hidrogen, 22% d’Heli i la resta d’altres materials.
El Sol presenta una estructura en capes esfèriques. La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. No obstant això, es pot determinar una funció física que és diferent per a cadascuna de les capes. Actualment,l'astrofísica disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la major part dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) taques solars, 8) granulació i 9) vent solar.
El Sol està a una distancia de 150 milions de kilòmetres de la Terra. Té una massa 333 mil vegadesmes gran que la Terra constituint el 99,86% de el total de la massa del Sistema Solar.
Ilustración : Sistema Solar
L’interior del Sol
El Sol genera energia en el seu nucli mitjançant reaccions termonuclears de fusió, en què l’hidrogen (H) es converteix en heli (He) produint energia en forma de radiació. L’energia produïda pel Sol en un segon és major a la consumida per la humanitat en totala seva història. Cada segon es “ cremen “ 670 milions de tones de H, es formen 665 milions de tones de He, i els 5 milions restants apareixen en forma de fotons d’energia.
Les reaccions nuclears que tenen lloc al Sol són de fusió d’elements lleugers, que no tenen res a veure amb la fissió d’elements pesants amb la fissió d’elements pesants que es fa als reactors nuclears.
Els fotons inicienllavors el seu viatge cap a l’exterior travessant la zona radioactiva, però en ella la densitat del gas és tal, que no paren de xocar i rebotar contra els àtoms, una i altra vegada, de tal manera que quan al final aconsegueixen sortir de la zona radioactiva han passat 170.000 anys.
Arriben llavors a la zona de convecció, on grans bombolles de plasma calent es mouen cap amunt, com les bombolles d’unaolla bullint. Aquest últim tram el recorren en només 10 dies, fins que les bombolles arriben a la fotosfera, la superfície del Sol, on els fotons s’escapen lliurement a l’espai a la increïble velocitat de la llum: 300.00km/s. Triguen només 8 minuts en arribar fins a la Terra.
L’atmosfera solar
La fotosfera determina la superfície aparent i brillant del Sol. Hi veiem de vegades sorgirunes taques més fosques, algunes tan grans com la Terra; presenten múltiples formes i solen aparèixer formant grups. S’originen per motius relacionats amb forts camps magnètics. La foscor de les taques solars és relativa, en realitat són molt brillants, però les veiem fosques perquè les comparem amb el seu entorn. Aquesta menor brillantor es deu a que estan uns 1.500ºC més fredes que la resta dela fotosfera.
El nombre de taques solars augmenta i disminueix cada 11 anys com a part del cicle d’activitat magnètica del Sol. En el màxim del cicle, quan hi ha més taques, és quan amb més freqüència es produeixen les brillants flamarades solars, i enormes ejeccions de massa coronal (EMC) són llançades a l’espai.
Ilustración : Imatge del Sol amb taques solars
Durant una EMC, al voltat de milmilions de tones de material solar surten projectades cap a l’espai interplanetari a velocitats enormes, de l’ordre de 400km/s. Quan aquesta ingent quantitat de matèria arriba a l’atmosfera de la Terra, provoca fenòmens com les aurores, interromp o altera les comunicacions de ràdio, provoca danys en les xarxes de distribució elèctrica, i fins i tot afecta l’òrbita de satèl·lits artificials....
Índex
Què és el sol? 2
L’interior del Sol 3
L’atmosfera solar 4
Història del Sol 6
La fi del Sol 7
Com aprofitem l’energia solar? 8
Plaques solars 9
Estructura 10
Ús de l’energia 11
Bibliografia 13
Opinió personal 14
Què és el Sol?
El Sol és una estrella amb forma esfèrica que s’ubica al centre del Sistema Solar. La seva majoria de matèria esta en estat de plasmacalent entreteixit amb camps magnètics, els seus elements son aproximadament 77% d’Hidrogen, 22% d’Heli i la resta d’altres materials.
El Sol presenta una estructura en capes esfèriques. La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. No obstant això, es pot determinar una funció física que és diferent per a cadascuna de les capes. Actualment,l'astrofísica disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la major part dels fenòmens observats. Segons aquest model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) taques solars, 8) granulació i 9) vent solar.
El Sol està a una distancia de 150 milions de kilòmetres de la Terra. Té una massa 333 mil vegadesmes gran que la Terra constituint el 99,86% de el total de la massa del Sistema Solar.
Ilustración : Sistema Solar
L’interior del Sol
El Sol genera energia en el seu nucli mitjançant reaccions termonuclears de fusió, en què l’hidrogen (H) es converteix en heli (He) produint energia en forma de radiació. L’energia produïda pel Sol en un segon és major a la consumida per la humanitat en totala seva història. Cada segon es “ cremen “ 670 milions de tones de H, es formen 665 milions de tones de He, i els 5 milions restants apareixen en forma de fotons d’energia.
Les reaccions nuclears que tenen lloc al Sol són de fusió d’elements lleugers, que no tenen res a veure amb la fissió d’elements pesants amb la fissió d’elements pesants que es fa als reactors nuclears.
Els fotons inicienllavors el seu viatge cap a l’exterior travessant la zona radioactiva, però en ella la densitat del gas és tal, que no paren de xocar i rebotar contra els àtoms, una i altra vegada, de tal manera que quan al final aconsegueixen sortir de la zona radioactiva han passat 170.000 anys.
Arriben llavors a la zona de convecció, on grans bombolles de plasma calent es mouen cap amunt, com les bombolles d’unaolla bullint. Aquest últim tram el recorren en només 10 dies, fins que les bombolles arriben a la fotosfera, la superfície del Sol, on els fotons s’escapen lliurement a l’espai a la increïble velocitat de la llum: 300.00km/s. Triguen només 8 minuts en arribar fins a la Terra.
L’atmosfera solar
La fotosfera determina la superfície aparent i brillant del Sol. Hi veiem de vegades sorgirunes taques més fosques, algunes tan grans com la Terra; presenten múltiples formes i solen aparèixer formant grups. S’originen per motius relacionats amb forts camps magnètics. La foscor de les taques solars és relativa, en realitat són molt brillants, però les veiem fosques perquè les comparem amb el seu entorn. Aquesta menor brillantor es deu a que estan uns 1.500ºC més fredes que la resta dela fotosfera.
El nombre de taques solars augmenta i disminueix cada 11 anys com a part del cicle d’activitat magnètica del Sol. En el màxim del cicle, quan hi ha més taques, és quan amb més freqüència es produeixen les brillants flamarades solars, i enormes ejeccions de massa coronal (EMC) són llançades a l’espai.
Ilustración : Imatge del Sol amb taques solars
Durant una EMC, al voltat de milmilions de tones de material solar surten projectades cap a l’espai interplanetari a velocitats enormes, de l’ordre de 400km/s. Quan aquesta ingent quantitat de matèria arriba a l’atmosfera de la Terra, provoca fenòmens com les aurores, interromp o altera les comunicacions de ràdio, provoca danys en les xarxes de distribució elèctrica, i fins i tot afecta l’òrbita de satèl·lits artificials....
Leer documento completo
Regístrate para leer el documento completo.