tag:blogger.com,1999:blog-62166487556346908292024-03-05T21:55:05.409-08:00NUESTRO SOLEl solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.comBlogger8125tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-10658689518386432592009-10-10T08:53:00.000-07:002009-10-10T08:57:11.814-07:00FOTOSFERA<a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjt3B1fvBY7CCcJjzAnUoe7fn6LUFuECMP5nARadxODiOgj8gkbN8NvZ_L8GVMNSoOdHfPtPiTe652DzHweKsSoGkUPEZawGzu80IFj8ZK469Cd6vXL5lxvMNLDd4muwXjxFfPOB0Ix9WRV/s1600-h/267px-Sun_spot_diag_Lmb[1].png"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5391000575274373442" style="FLOAT: right; MARGIN: 0px 0px 10px 10px; WIDTH: 267px; CURSOR: hand; HEIGHT: 239px" alt="" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjt3B1fvBY7CCcJjzAnUoe7fn6LUFuECMP5nARadxODiOgj8gkbN8NvZ_L8GVMNSoOdHfPtPiTe652DzHweKsSoGkUPEZawGzu80IFj8ZK469Cd6vXL5lxvMNLDd4muwXjxFfPOB0Ix9WRV/s320/267px-Sun_spot_diag_Lmb%5B1%5D.png" border="0" /></a><br /><div><span style="color:#999999;">Fotosfera<br />Artículo principal: </span><a title="Fotosfera" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Fotosfera"><span style="color:#999999;">Fotosfera</span></a><br /><span style="color:#999999;">La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo más oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.<br /></span><a class="image" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Sun_spot_diag_Lmb.png"></a><br /><a class="internal" title="Aumentar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Sun_spot_diag_Lmb.png"></a><span style="color:#999999;">Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético.<br />Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un </span><a title="Telescopio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio"><span style="color:#999999;">telescopio</span></a><span style="color:#999999;">, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.<br />Un </span><a title="Fotón" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Fotón"><span style="color:#999999;">fotón</span></a><span style="color:#999999;"> tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo unos 500 </span><a title="Segundo" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Segundo"><span style="color:#999999;">s</span></a><span style="color:#999999;"> en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.<br />Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue </span><a title="Richard Christopher Carrington" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Richard_Christopher_Carrington"><span style="color:#999999;">Richard Christopher Carrington</span></a><span style="color:#999999;"> (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el </span><a title="Siglo XIX" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Siglo_XIX"><span style="color:#999999;">siglo XIX</span></a><span style="color:#999999;">. En </span><a title="1896" href="http://es.wikipedia.org/wiki/1896"><span style="color:#999999;">1896</span></a><span style="color:#999999;"> el francés </span><a class="mw-redirect" title="Pierre Jules César Janssen" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Pierre_Jules_César_Janssen"><span style="color:#999999;">Pierre Jules César Janssen</span></a><span style="color:#999999;"> (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.<br /></span><a class="image" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Sunspot-2004.jpeg"></a><br /><a class="internal" title="Aumentar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Sunspot-2004.jpeg"></a><span style="color:#999999;">Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.<br />El signo más evidente de actividad en la fotosfera son las </span><a title="Mancha solar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Mancha_solar"><span style="color:#999999;">manchas solares</span></a><span style="color:#999999;">. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando </span><a title="Galileo Galilei" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei"><span style="color:#999999;">Galileo</span></a><span style="color:#999999;"> (1564-1642) construyó el primer </span><a title="Telescopio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio"><span style="color:#999999;">telescopio</span></a><span style="color:#999999;"> astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del </span><a title="Universo" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Universo"><span style="color:#999999;">Universo</span></a><span style="color:#999999;">, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la </span><a title="Ley de Stefan-Boltzmann" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ley_de_Stefan-Boltzmann"><span style="color:#999999;">ley de Stefan-Boltzmann</span></a><span style="color:#999999;">, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67051·10−8 W/m2·K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la </span><a title="Tierra" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Tierra"><span style="color:#999999;">Tierra</span></a><span style="color:#999999;">, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la </span><a title="Luna" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Luna"><span style="color:#999999;">Luna</span></a><span style="color:#999999;"> llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.</span></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-83267119347110001422009-10-10T08:51:00.000-07:002009-10-10T09:03:12.194-07:00ZONA RADIANTE<div>[<a title="Editar sección: Zona radiante" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sol&action=edit&section=4">editar</a>] <font color="#00cccc">Zona radiante<br />En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de </font><a title="Plasma" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Plasma"><font color="#00cccc">plasma</font></a><font color="#00cccc">, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio </font><a class="mw-redirect" title="Ionizado" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ionizado"><font color="#00cccc">ionizado</font></a><font color="#00cccc">. Como la temperatura del Sol decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.<br />[</font><a title="Editar sección: Zona convectiva" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Sol&action=edit&section=5"><font color="#00cccc">editar</font></a><font color="#00cccc">] Zona convectiva<br />Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por </font><a title="Convección" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Convecci%C3%B3n"><font color="#00cccc">convección</font></a><font color="#00cccc">, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y </font><a title="Turbulencia" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Turbulencia"><font color="#00cccc">turbulenta</font></a><font color="#00cccc"> por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su </font><a title="Densidad" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Densidad"><font color="#00cccc">densidad</font></a><font color="#00cccc">. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la </font><a title="Heliosismología" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Heliosismolog%C3%ADa"><font color="#00cccc">heliosismología</font></a><font color="#00cccc">.</font></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-41067924553261610772009-10-10T08:48:00.000-07:002009-10-10T09:03:12.197-07:00NUCLEO<div><font color="#009900"> Núcleo:<br />Artículos principales: </font><a title="Nucleosíntesis estelar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis_estelar"><font color="#009900">Nucleosíntesis estelar</font></a><font color="#009900">, </font><a class="mw-redirect" title="Cadenas PP" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Cadenas_PP"><font color="#009900">Cadenas PP</font></a><font color="#009900"> y </font><a title="Ciclo CNO" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ciclo_CNO"><font color="#009900">Ciclo CNO</font></a><br /><font color="#009900">Ocupa unos 139 000 </font><a title="Kilómetro" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Kil%C3%B3metro"><font color="#009900">km</font></a><font color="#009900"> del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 % de </font><a title="Hidrógeno" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Hidr%C3%B3geno"><font color="#009900">hidrógeno</font></a><font color="#009900">, 18 % de </font><a title="Helio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Helio"><font color="#009900">helio</font></a><font color="#009900"> y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como </font><a title="Catalizador" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Catalizador"><font color="#009900">catalizadores</font></a><font color="#009900"> en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco </font><a title="Fritz Houtermans" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Fritz_Houtermans"><font color="#009900">Fritz Houtermans</font></a><font color="#009900"> (1903-1966) y el astrónomo inglés </font><a class="new" title="Robert d'Escourt Atkinson (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Robert_d%27Escourt_Atkinson&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">Robert d'Escourt Atkinson</font></a><font color="#009900"> (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En </font><a title="1938" href="http://es.wikipedia.org/wiki/1938"><font color="#009900">1938</font></a><font color="#009900"> </font><a class="mw-redirect" title="Hans Albrecht Bethe" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Hans_Albrecht_Bethe"><font color="#009900">Hans Albrecht Bethe</font></a><font color="#009900"> (1906-2005) en Estados Unidos y </font><a class="new" title="Karl Friedrich von Weizsäker (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Karl_Friedrich_von_Weizs%C3%A4ker&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">Karl Friedrich von Weizsäker</font></a><font color="#009900"> (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el </font><a title="Carbono" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Carbono"><font color="#009900">carbono</font></a><font color="#009900"> y el </font><a title="Nitrógeno" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nitr%C3%B3geno"><font color="#009900">nitrógeno</font></a><font color="#009900"> como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro </font><a title="Protón" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Prot%C3%B3n"><font color="#009900">protones</font></a><font color="#009900"> en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de </font><a title="Albert Einstein" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Albert_Einstein"><font color="#009900">Einstein</font></a><font color="#009900"> (E = mc2), donde E es la </font><a title="Energía" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa"><font color="#009900">energía</font></a><font color="#009900">, m la </font><a title="Masa" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Masa"><font color="#009900">masa</font></a><font color="#009900"> y c la </font><a title="Velocidad de la luz" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Velocidad_de_la_luz"><font color="#009900">velocidad de la luz</font></a><font color="#009900">. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en </font><a title="Fotón" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Fot%C3%B3n"><font color="#009900">fotones</font></a><font color="#009900">, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.<br />El ciclo ocurre en las siguientes etapas:<br />1H1 + 6C12 → 7N13 ;<br />7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;<br />1H1 + 6C13 → 7N14 ;<br />1H1 + 7N14 → 8O15 ;<br />8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;<br />1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.<br />Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene<br />4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.<br />La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 </font><a title="Julio (unidad)" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Julio_(unidad)"><font color="#009900">J</font></a><font color="#009900"> por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.<br />Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el </font><a class="new" title="Ciclo de Critchfiel (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Ciclo_de_Critchfiel&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">ciclo de Critchfiel</font></a><font color="#009900"> o protón-protón. </font><a class="new" title="Charles Critchfield (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Charles_Critchfield&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">Charles Critchfield</font></a><font color="#009900"> (1910-1994) era en </font><a title="1938" href="http://es.wikipedia.org/wiki/1938"><font color="#009900">1938</font></a><font color="#009900"> un joven físico alumno de </font><a title="George Gamow" href="http://es.wikipedia.org/wiki/George_Gamow"><font color="#009900">George Gamow</font></a><font color="#009900"> (1904-1968) en la </font><a class="new" title="Universidad de George Washington (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Universidad_de_George_Washington&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">Universidad de George Washington</font></a><font color="#009900">, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un </font><a title="Neutrón" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Neutr%C3%B3n"><font color="#009900">neutrón</font></a><font color="#009900">, que permanece unido al otro protón constituyendo un </font><a class="new" title="Deuterón (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Deuter%C3%B3n&action=edit&redlink=1"><font color="#009900">deuterón</font></a><font color="#009900">, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado.<br />La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:<br />1H1 + 1H1 → 2H2 + e+ + </font><a title="Neutrino" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Neutrino"><font color="#009900">neutrino</font></a><font color="#009900"> ;<br />1H1 + 1H2 → 2He3 ;<br />2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.<br />El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año </font><a title="1953" href="http://es.wikipedia.org/wiki/1953"><font color="#009900">1953</font></a><font color="#009900"> creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar viene en la mayoría (~75%) del ciclo protón-protón.<br />En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno. Ver </font><a title="Proceso triple-alfa" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Proceso_triple-alfa"><font color="#009900">Proceso triple-alfa</font></a></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-52859179715486926422009-10-10T08:42:00.000-07:002009-10-10T09:03:12.200-07:00<div><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiGhUb1CLopJmn41o7AVtXyxxdP6vg77RgNuFKuJaRuOB0q7ou9fj5XKci9zuh-o5V8f25iAm1HsH-LoRLcAhlEMVX2y-oUxbbXlls_F5aY2w_1WPvclo1J2LAfuPjJt9IJfz91xCtvVKJo/s1600-h/180px-The_sun1[1].jpg"><font color="#cc0000"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5390998601700236818" style="FLOAT: left; MARGIN: 0px 10px 10px 0px; WIDTH: 180px; CURSOR: hand; HEIGHT: 135px" alt="" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEiGhUb1CLopJmn41o7AVtXyxxdP6vg77RgNuFKuJaRuOB0q7ou9fj5XKci9zuh-o5V8f25iAm1HsH-LoRLcAhlEMVX2y-oUxbbXlls_F5aY2w_1WPvclo1J2LAfuPjJt9IJfz91xCtvVKJo/s320/180px-The_sun1%5B1%5D.jpg" border="0" /></font></a><font color="#cc0000"><br /></font>
<br /><div><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEgWGBOLLY2OOUeW_09o4k8ZhdQiHYgleTUCvkL4hryb3_ZwETvB9NZ9gYFvSM-I1WsKei01uvfUSH8DHbEVwt6QhXBOQ8mM8252ABFy53BZ7krnwRUAJ0Oyv5wuZHraiK-x6WV6K4PYvfFS/s1600-h/sol2.jpg"></a><br /><br />
<br /><div><font color="#cc0000" size="2">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. Se formó a partir de </font><a title="Nube molecular" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nube_molecular"><font color="#cc0000" size="2">nubes de gas y polvo</font></a><font color="#cc0000" size="2"> que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la </font><a title="Metalicidad" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Metalicidad"><font color="#cc0000" size="2">metalicidad</font></a><font color="#cc0000" size="2"> de dicho gas, de su </font><a title="Disco circumestelar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_circumestelar"><font color="#cc0000" size="2">disco circumestelar</font></a><font color="#cc0000" size="2"> surgieron, más tarde, los </font><a title="Planeta" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Planeta"><font color="#cc0000" size="2">planetas</font></a><font color="#cc0000" size="2">, </font><a title="Asteroide" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide"><font color="#cc0000" size="2">asteroides</font></a><font color="#cc0000" size="2"> y </font><a title="Cometa" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa"><font color="#cc0000" size="2">cometas</font></a><font color="#cc0000" size="2"> del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones de </font><a title="Fusión" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Fusión"><font color="#cc0000" size="2">fusión</font></a><font color="#cc0000" size="2"> en las que los átomos de </font><a title="Hidrógeno" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Hidrógeno"><font color="#cc0000" size="2">hidrógeno</font></a><font color="#cc0000" size="2"> se transforman en </font><a title="Helio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Helio"><font color="#cc0000" size="2">helio</font></a><font color="#cc0000" size="2">, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena </font><a title="Secuencia principal" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Secuencia_principal"><font color="#cc0000" size="2">secuencia principal</font></a><font color="#cc0000" size="2">, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.<br />Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella </font><a title="Gigante roja" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Gigante_roja"><font color="#cc0000" size="2">gigante roja</font></a><font color="#cc0000" size="2">. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la </font><a title="Tierra" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Tierra"><font color="#cc0000" size="2">Tierra</font></a><font color="#cc0000" size="2">, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de </font><a title="Kelvin" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Kelvin"><font color="#cc0000" size="2">kelvins</font></a><font color="#cc0000" size="2">, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la </font><a title="Rama horizontal" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Rama_horizontal"><font color="#cc0000" size="2">rama horizontal</font></a><font color="#cc0000" size="2">. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la </font><a title="Rama asintótica gigante" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Rama_asintótica_gigante"><font color="#cc0000" size="2">rama asintótica gigante</font></a><font color="#cc0000" size="2"> y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una </font><a title="Nebulosa planetaria" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_planetaria"><font color="#cc0000" size="2">nebulosa planetaria</font></a><font color="#cc0000" size="2">, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una </font><a title="Enana blanca" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_blanca"><font color="#cc0000" size="2">enana blanca</font></a><font color="#cc0000" size="2"> y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una </font><a title="Enana negra" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_negra"><font color="#cc0000" size="2">enana negra</font></a><font color="#cc0000" size="2">. El Sol no llegará a estallar como una </font><a title="Supernova" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova"><font color="#cc0000" size="2">supernova</font></a><font color="#cc0000" size="2"> al no tener la masa suficiente para ello.<br />Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y Venus a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente salvándola de ése destino.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Sol#cite_note-1"><font color="#cc0000" size="2">[2]</font></a><font color="#cc0000" size="2"> Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea absorbido.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Sol#cite_note-2"><font color="#cc0000" size="2">[3]</font></a><font color="#cc0000" size="2"> Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Sol#cite_note-3"><font color="#cc0000" size="2">[4]</font></a></div></div></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-13598744488139812072009-10-03T10:05:00.000-07:002009-10-03T10:10:29.941-07:00NOVULOSA SOLAR<div><font color="#999999" size="2">La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por </font><a title="Emanuel Swedenborg" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Emanuel_Swedenborg"><font color="#999999" size="2">Emanuel Swedenborg</font></a><font color="#999999" size="2">.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-0"><font color="#999999" size="2">[1]</font></a><font color="#999999" size="2"> En 1775 </font><a title="Immanuel Kant" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Immanuel_Kant"><font color="#999999" size="2">Immanuel Kant</font></a><font color="#999999" size="2">, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por </font><a class="mw-redirect" title="Pierre-Simon Laplace" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Pierre-Simon_Laplace"><font color="#999999" size="2">Pierre-Simon Laplace</font></a><font color="#999999" size="2">.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-1"><font color="#999999" size="2">[2]</font></a><font color="#999999" size="2"> en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4,6 mil millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una </font><a title="Nube molecular" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nube_molecular"><font color="#999999" size="2">nube molecular</font></a><font color="#999999" size="2"> gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Arizona-2"><font color="#999999" size="2">[3]</font></a><font color="#999999" size="2"> Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-3"><font color="#999999" size="2">[4]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como </font><a class="new" title="Nebulosa presolar (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebulosa_presolar&action=edit&redlink=1"><font color="#999999" size="2">nebulosa presolar</font></a><font color="#999999" size="2">))</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-4"><font color="#999999" size="2">[5]</font></a><font color="#999999" size="2"> pudo haber formado lo que llegó a ser el sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20000 </font><a title="Unidad astronómica" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Unidad_astron%C3%B3mica"><font color="#999999" size="2">UA</font></a><font color="#999999" size="2"> (</font><a class="mw-redirect" title="Unidad Astronómica" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Unidad_Astron%C3%B3mica"><font color="#999999" size="2">Unidad Astronómica</font></a><font color="#999999" size="2">)</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Arizona-2"><font color="#999999" size="2">[3]</font></a><font color="#999999" size="2"> </font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-5"><font color="#999999" size="2">[6]</font></a><font color="#999999" size="2"> y una masa apenas mayor que la del sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Kitamara-6"><font color="#999999" size="2">[7]</font></a><font color="#999999" size="2"> Se creía que su composición sería más o menos la del sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver </font><a title="Nucleosíntesis" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nucleos%C3%ADntesis"><font color="#999999" size="2">nucleosíntesis</font></a><font color="#999999" size="2">).<br />Isótopos más abundantesdel sistema solar</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-7"><font color="#999999" size="2">[8]</font></a><br /><a title="Isótopo" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Is%C3%B3topo"><font color="#999999" size="2">Isótopo</font></a><br /><a class="mw-redirect" title="Núcleos" href="http://es.wikipedia.org/wiki/N%C3%BAcleos"><font color="#999999" size="2">Núcleos</font></a><font color="#999999" size="2"> porMillón<br /></font><a title="Protio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Protio"><font color="#999999" size="2">Hidrógeno-1</font></a><br /><font color="#999999" size="2">705700<br /></font><a title="Deuterio" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Deuterio"><font color="#999999" size="2">Hidrógeno-2</font></a><br /><font color="#999999" size="2">23<br />Helio-4<br />275200<br />Helio-3<br />35<br />Oxígeno-16<br />5920<br /></font><a title="Carbono-12" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Carbono-12"><font color="#999999" size="2">Carbono-12</font></a><br /><font color="#999999" size="2">3032<br /></font><a title="Carbono-13" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Carbono-13"><font color="#999999" size="2">Carbono-13</font></a><br /><font color="#999999" size="2">37<br />Neón-20<br />1548<br />Neón-22<br />208<br />Hierro-56<br />1169<br />Hierro-54<br />72<br />Hierro-57<br />28<br />Nitrógeno-14<br />1105<br />Silicio-28<br />653<br />Silicio-29<br />34<br />Silicio-30<br />23<br />Magnesio-24<br />513<br />Magnesio-26<br />79<br />Magnesio-25<br />69<br />Azufre-32<br />396<br />Argón-36<br />77<br />Calcio-40<br />60<br />Aluminio-27<br />58<br />Níquel-58<br />49<br />Sodio-23<br />33<br />Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Arizona-2"><font color="#999999" size="2">[3]</font></a><font color="#999999" size="2"> Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un </font><a title="Disco protoplanetario" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_protoplanetario"><font color="#999999" size="2">disco protoplanetario</font></a><font color="#999999" size="2"> con un diámetro de aproximadamente 200 UA,</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Arizona-2"><font color="#999999" size="2">[3]</font></a><font color="#999999" size="2"> y una </font><a title="Protoestrella" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Protoestrella"><font color="#999999" size="2">protoestrella</font></a><font color="#999999" size="2"> caliente y densa al centro.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-8"><font color="#999999" size="2">[9]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">Estudios de las </font><a class="mw-redirect" title="Estrellas T Tauri" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Estrellas_T_Tauri"><font color="#999999" size="2">estrellas T Tauri</font></a><font color="#999999" size="2">, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Kitamara-6"><font color="#999999" size="2">[7]</font></a><font color="#999999" size="2"> Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000 </font><a title="Kelvin" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Kelvin"><font color="#999999" size="2">K</font></a><font color="#999999" size="2"> en su punto más caliente.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-9"><font color="#999999" size="2">[10]</font></a><font color="#999999" size="2"> Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fundirse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el </font><a title="Equilibrio hidrostático" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Equilibrio_hidrost%C3%A1tico"><font color="#999999" size="2">equilibrio hidrostático</font></a><font color="#999999" size="2">. En este punto el sol se volvió una estrella completamente nueva.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-10"><font color="#999999" size="2">[11]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">De esta nube y su gas y polvo (la "</font><a class="mw-redirect" title="Nebulosa solar" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_solar"><font color="#999999" size="2">nebulosa solar</font></a><font color="#999999" size="2">")se piensa que se formaron los varios planetas. El método actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como </font><a class="new" title="Acrecentamiento (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Acrecentamiento&action=edit&redlink=1"><font color="#999999" size="2">acrecentamiento</font></a><font color="#999999" size="2">, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos (</font><a title="Planetesimal" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Planetesimal"><font color="#999999" size="2">planetesimales</font></a><font color="#999999" size="2">), de aproximadamente 5 km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-11"><font color="#999999" size="2">[12]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando sólo 0,6% de la masa del disco)</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-Arizona-2"><font color="#999999" size="2">[3]</font></a><font color="#999999" size="2"> y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los </font><a class="mw-redirect" title="Silicatos" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Silicatos"><font color="#999999" size="2">silicatos</font></a><font color="#999999" size="2"> y </font><a class="mw-redirect" title="Metales" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Metales"><font color="#999999" size="2">metales</font></a><font color="#999999" size="2">. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en </font><a title="Planeta terrestre" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Planeta_terrestre"><font color="#999999" size="2">planetas terrestres</font></a><font color="#999999" size="2">. Más lejos, los efectos gravitacionales de </font><a title="Júpiter (planeta)" href="http://es.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_(planeta)"><font color="#999999" size="2">Júpiter</font></a><font color="#999999" size="2"> hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el </font><a title="Cinturón de asteroides" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Cintur%C3%B3n_de_asteroides"><font color="#999999" size="2">cinturón de asteroides</font></a><font color="#999999" size="2">.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-12"><font color="#999999" size="2">[13]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">Todavía más lejos, más allá de la </font><a class="new" title="Línea de congelación (aún no redactado)" href="http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=L%C3%ADnea_de_congelaci%C3%B3n&action=edit&redlink=1"><font color="#999999" size="2">línea de congelación</font></a><font color="#999999" size="2"> donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, </font><a title="Júpiter (planeta)" href="http://es.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_(planeta)"><font color="#999999" size="2">Júpiter</font></a><font color="#999999" size="2"> y </font><a title="Saturno (planeta)" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)"><font color="#999999" size="2">Saturno</font></a><font color="#999999" size="2"> consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Ellos se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-13"><font color="#999999" size="2">[14]</font></a><font color="#999999" size="2"> </font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-14"><font color="#999999" size="2">[15]</font></a><br /><font color="#999999" size="2">El viento solar del joven sol esparció el gas y el polvo en el </font><a title="Disco protoplanetario" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Disco_protoplanetario"><font color="#999999" size="2">disco protoplanetario</font></a><font color="#999999" size="2">, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo fin así al crecimiento de los planetas. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.</font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-15"><font color="#999999" size="2">[16]</font></a><font color="#999999" size="2"> </font><a href="http://es.wikipedia.org/wiki/Formaci%C3%B3n_y_evoluci%C3%B3n_del_Sistema_Solar#cite_note-16"><font color="#999999" size="2">[17]</font></a></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-30699887805200878662009-10-03T10:02:00.000-07:002009-10-03T10:10:29.944-07:00FORMACION DEL SOL<div><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjjOHW0M1pTNt2JFUcv0iYw9jmGMgIcTflOG8irbP55QBVkUW2PZNUO4yZUlS6Vnz1Et7pV448AwphLkT2D2rK8L_EPlFHADG3P4yUMp8JY8h3hu86wxxAgHzRK01IfOt9mcJ077LcVF2GG/s1600-h/400px-Protoplanetary-disk[1].jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5388421006545944978" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 320px; CURSOR: hand; HEIGHT: 174px; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjjOHW0M1pTNt2JFUcv0iYw9jmGMgIcTflOG8irbP55QBVkUW2PZNUO4yZUlS6Vnz1Et7pV448AwphLkT2D2rK8L_EPlFHADG3P4yUMp8JY8h3hu86wxxAgHzRK01IfOt9mcJ077LcVF2GG/s320/400px-Protoplanetary-disk%5B1%5D.jpg" border="0" /></a><br />
<br /><div><font color="#ff0000" size="5">Las teorías concernientes a la formación y evolución del Sistema Solar son variadas y complejas, involucrando varias disciplinas científicas, desde la </font><a title="Astronomía" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Astronomía"><font color="#ff0000" size="5">astronomía</font></a><font color="#ff0000" size="5"> y la </font><a title="Física" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Física"><font color="#ff0000" size="5">física</font></a><font color="#ff0000" size="5"> hasta la </font><a title="Geología" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Geología"><font color="#ff0000" size="5">geología</font></a><font color="#ff0000" size="5"> y la </font><a class="mw-redirect" title="Ciencia planetaria" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Ciencia_planetaria"><font color="#ff0000" size="5">ciencia planetaria</font></a><font color="#ff0000" size="5">. A través de los siglos se han desarrollado muchas teorías sobre su formación pero no fue sino hasta el siglo XVIII que el desarrollo de la teoría moderna tomó forma. Con la llegada de la </font><a title="Era espacial" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Era_espacial"><font color="#ff0000" size="5">era espacial</font></a><font color="#ff0000" size="5"> las imágenes y estructuras de otros mundos en el sistema solar refinaron nuestra comprensión, mientras que los avances en </font><a title="Física nuclear" href="http://es.wikipedia.org/wiki/Física_nuclear"><font color="#ff0000" size="5">física nuclear</font></a><font color="#ff0000" size="5"> nos dieron un primer vistazo a los procesos sostenidos por las estrellas y nos guiaron hacia las primeras teorías sobre su formación y posteriormente, sobre su destrucción.<br /></font></div></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-42822256467965130772009-10-03T09:58:00.000-07:002009-10-03T10:10:29.948-07:00ROTACION DEL SOL<div><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi-55xNeQIM0twPno7KoiBAYgtJRTd10mJFAE0SBBXqxNXsEkOR2L662V-cQ_41_J0SiruUb1z_IXiRlDZNCQNQCnp1W9jFQtrFgvU8fqzIll94DLaeFWui98f5vk4VJI2rvpeBqFY5N2T6/s1600-h/CAENG9IN.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5388420007962491250" style="FLOAT: right; MARGIN: 0px 0px 10px 10px; WIDTH: 107px; CURSOR: hand; HEIGHT: 95px" alt="" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEi-55xNeQIM0twPno7KoiBAYgtJRTd10mJFAE0SBBXqxNXsEkOR2L662V-cQ_41_J0SiruUb1z_IXiRlDZNCQNQCnp1W9jFQtrFgvU8fqzIll94DLaeFWui98f5vk4VJI2rvpeBqFY5N2T6/s320/CAENG9IN.jpg" border="0" /></a><br />
<br /><div><font color="#3366ff" size="4">* 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.</font></div></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-6216648755634690829.post-55499491932855155112009-10-03T09:50:00.000-07:002009-10-03T10:10:29.953-07:00El sol<div><a href="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjXdZGS2Y4KyY-ezMawUBMMduAwBQS7yTpqkcJAdRyDZc04-tKEx_afZb_F-3zcWv-KSHsMrOsHzCEAKPeq_-e941xW8Py-B10WkzzZEUdxb0DYQZQgqvooy6I7NjPRf_sF4-EGPahHvUsD/s1600-h/sol2.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5388418661788140786" style="FLOAT: left; MARGIN: 0px 10px 10px 0px; WIDTH: 196px; CURSOR: hand; HEIGHT: 242px" alt="" src="https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjXdZGS2Y4KyY-ezMawUBMMduAwBQS7yTpqkcJAdRyDZc04-tKEx_afZb_F-3zcWv-KSHsMrOsHzCEAKPeq_-e941xW8Py-B10WkzzZEUdxb0DYQZQgqvooy6I7NjPRf_sF4-EGPahHvUsD/s320/sol2.jpg" border="0" /></a><br />
<br /><div><font face="arial" size="5">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.</font></div></div>El solhttp://www.blogger.com/profile/06457886593848514066noreply@blogger.com0