Lo Mas Lindo Que Vemos Cuando Salimos De Casa

EL SOL Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor. El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor. El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse. Datos básicos El Sol La Tierra Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km. 6.378 km. Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días * 23,93 horas Masa comparada con la Tierra 332.830 1 Temperatura media superficial 6000 º C 15 º C Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s2 9,78 m/s2 * El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días. El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s. Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar. Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano. Nuestro Sol es una esfera gigantesca de hidrógeno y helio que, a través de reacciones nucleares, genera cantidades sobre cogedoras de energía en su interior, entre ellas la luz y el calor de los que dependemos en la Tierra. A veces se dice que la estrella más cercana es Próxima Centauri, a 4.24 años luz de distancia. Pero, en realidad, la estrella más cercana es el Sol, que dista de nosotros un promedio de 150 millones de kms: a la vuelta de la esquina en términos cósmicos. Vemos el Sol a diario como si fuese algo de lo más normal, pero esta estrella enana amarilla supera en tamaño y en brillo a la mayoría de sus compañeras: tan solo un 2% de las estrellas de la Galaxia es mayor y más luminoso. El Sol es sencillamente enorme. Su diámetro, de 1.392.000 kms, supera en 110 veces el de la Tierra y 10 veces el de Júpiter. Contiene el 99.8% de la masa del Sistema Solar, mientras que el 0.2% restante se lo reparten los demás cuerpos, como la Tierra, los planetas, los satélites, los asteroides, los cometas y el polvo. Aunque parezca relativamente tranquilo, el Sol es una esfera compuesta sobre todo de gas hidrógeno en ebullición. ESTRUCTURA DEL SOL El Sol está dividido en varios niveles o capas exteriores que reciben en conjunto el nombre de atmósfera. Dichas capas exteriores son: fotosfera, cromosfera y corona. Por debajo de la atmósfera se encuentra el interior del cual aún no sabemos mucho. Finalmente encontramos el núcleo que se encuentra a unos quince millones de grados kelvin. A continuación se explica con más detalle cada uno de los niveles. FOTOSFERA Cuando miramos al Sol, lo que vemos es la fotosfera o esfera de l uz, que emite toda la luz que vemos desde la Tierra. Es en realidad una delgada capa de 200 kilómetros de espesor. Posee una granulación, es decir, posee gránulos muy juntos entre sí. Dicha granulación se debe a la existencia de columnas de gas muy calientes que se elevan desde bajo la fotosfera. El espacio que hay entre los gránulos se produce debido a que los gases más fríos se hunden. Los gránulos individuales tienen una vida media de unos pocos minutos y su temperatura es de 300 grados kelvin mayor que las partes más oscuras. Tienen además un radio de 500 kilómetros más o menos. Estos gránulos parecen agruparse en unidades mayores o supergránulos que tienen en promedio un radio de 150.000 kilómetros. Otra característica de la fotosfera es la presencia de manchas solares, las cuales son regiones más frías que las áreas que lo rodean, alcanzando un diferencia de 1.500 grados kelvin con el resto de la fotosfera. Se nos muestra como manchas más oscuras debido a que la superficie de la fotosfera es mucho más brillante. Las manchas solares surgen allí donde se concentra el campo magnético del Sol, lo cual dificulta el flujo de energía. Una mancha solar representativa (izquierda) consta de una región oscura (la umbra, o sombra) rodeada por una zona más clara (la penumbra). La umbra se encuentra unos 2000 ºC más fría que la fotosfera, y si parece oscura es por un mero efecto de contraste. Las manchas suelen aparecer en grupos (derecha), que cruzan el disco solar llevados por la rotación de las estrellas. CROMOSFERA Es una capa tenue, casi transparente de la atmósfera solar. Su parte inferior más densa se extiende hasta una altura de 400 kms, mientras que el nivel más alto llega hasta unos 1.200 kms sobre la fotosfera. La cromosfera está formada por numerosos "picos" llamados espiculas, las cuales son potentes chorros de gas caliente (hasta 7500 grados kelvin) que alcanzan una altura de 10.000 kms, a una razón de 20 kms por segundo, pero que suelen durar unos pocos minutos. La espiculas se localizan generalmente en las periferias de los supergránulos (que pertenecen a la fotosfera). CORONA Es la capa más exterior del Sol, se extiende desde el techo superior de la cromosfera hasta algunos millones de kms de altura, donde gradualmente se convierte en viento solar. La corona está compuesta por gases a muy baja densidad, algo de 10E-14 gramos por centímetro cúbico. Sin embargo, dichos gases se encuentran muy calientes, en el rango de uno a dos millones de grados kelvin. La causa de esta elevada temperatura no está muy clara, aparentemente hay efectos magnéticos y ondas de choque provenientes de la capa de convención situada inmediatamente bajo la fotosfera y donde hay movimientos violentos. De esta manera se transmiten grandes cantidades de enrgía a la corona. Debido a esto, el gas de la corona se encuentra en estado de plasma. En ocasiones la corona sufre grandes perturbaciones que toman forma de enormes burbujas de gas llamadas transientes solares, que atraviesan la corona produciendo problemas en las comunicaciones radiales terrestres. CORONAS SOLARES El Sol se halla en un estado de agitación permanente. Su atmósfera exterior, la corona, recibe el calor de millones de bucles brillantes llamados arcos coronales. Estos surtidores de gas caliente pueden alcanzar 500.000 kms de altura. INTERIOR Y NUCLEO Debido a que el material atmosférico del Sol es un material opaco, es imposible ver el interior, cuya estructura sólo podemos deducir a través de modelos teóricos. La resolución de dichos modelos nos dicen que en el centro hay una temperatura de 15 millones de grados kelvin, y que la presión es de 250 millones de atmósferas. Esta alta presión hace que el gas se comprima hasta una densidad (en el núcleo) de 158 gramos por centímetro cúbico, es decir, 20 veces más denso que el hierro. ECLIPSES SOLARES * Eclipses solares parciales cada año (promedio): 3 Eclipses solares totales cada año (promedio):1 * Duración máxima de la fase total: 7 minutos 40 segundos. * Los eclipses totales son visibles sólo desde una zona estrecha. * Los eclipses totales ofrecen las mejores ocasiones para ver la corona solar. Los eclipses solares pueden ser totales o parciales o anulares. En un eclipse total la Luna cubre todo el disco del Sol y deja sin tapar tan sólo la corona y algunas protuberancias. Los eclipses parciales no cubren todo el disco solar, mientras que en los anulares (un caso espectacular de eclipse parcial) la Luna pasa directamente por delante del Sol pero presenta un tamaño aparente demasiado pequeño para cubrirlo por entero: entonces la Luna queda rodeada por un anillo luminoso de Sol no eclipsado. La observación de eclipses solares se parece bastante a la observación normal del Sol. Durante un eclipse parcial (o en las fases parciales de un eclipse total) hay que usar un filtro o una pantalla de proyección para proteger tanto los ojos como el telescopio. Así puede verse el limbo lunar a medida que avanza sobre el Sol y se va tragando las manchas. Hy que resistir la tentación de mirar hacia el Sol con los ojos desprotegidos cuando disminuye la iluminación. Si un eclipse es total, sólo pueden retirarse los filtros y observar con seguridad cuando el Sol esté cubierto del todo. Cuando comienza la fase total, los últimos rayos del Sol se cuelan por los valles del limbo lunar y provocan un fenómeno conocido como perlas de Baily. El disco lunar queda rodeado por un halo tenue de luz perlada, la corona, la atmósfera exterior del Sol, extremadamente caliente pero demasiado débil para obsevarla si no es durante un eclipse total. Los telescopios muestran además las protuberancias que sobresalen tras el disco lunar. La totalidad termina con una explosión brusca de luz, así que hay que tener un filtro solar a mano. Por tantas explicaciones que nos digan del sol y todo eso, es lo mas hermoso que hay apenas te levantas y salis de tu casa, es como tu acompañante, siempre esta(aunque a veces lo oculten) Fuente: http://www.astromia.com/solar/sol.htm http://images.google.com.ar/imgres?imgurl=http://eureka.ya.com/planet01/sol7.jpg&imgrefurl=http://eureka.ya.com/planet01/sol.htm&h=300&w=311&sz=20&hl=es&start=3&um=1&tbnid=4gkfufPg7VbiBM:&tbnh=113&tbnw=117&prev=/images%3Fq%3Del%2Bsol%26um%3D1%26hl%3Des%26client%3Dfirefox-a%26sa%3DN