El sol

tuvo que luchar en u a los varones, donde El sol gy lismaIuanIS nexa6pR 02, 2010 8 pagos De que está formado el sol Para los antiguos, el Sol era una bola uniforme de fuego. En el siglo V antes de Cristo, Anaxagoras, el pensador griego, adelanto algo más y pensó que el Sol tenía la misma composición que la Tierra. Sólo en el siglo XX se llegó a establecer que su masa estaba constituida casi únicamente de hidrógeno y helio. El descubrimiento corresponde a una mujer: Cecilia Payne. Cecilia payne fue la primera mujer «profesor» de la Universidad de Harvard.

Para conseguir esta nominación tuvo que aceptar or muchos años que su salario se anotara en la contabilidad de la universidad, como «gastos de equipo». Su mérito estuvo en el descubrimiento más grande de la astronomía de todos los tiempos, pero por su condición de mujer, otro astrónomo contemporáneo se llevó la ma or arte del crédito. Cecilia Payne S»ipeto org ir c ser investigadora. Ha migr donde era aún más i hacer investigación. De donde partió todo Ivamente reservada e una mujer pudiera ridge Inglaterra, mujer fuese capaz de u historia.

En 1859 un físico alemán, Gustav Kirchhoff descubrió que cuando e quemaban ciertos elementos en una llama, daban una luz de una longitud de onda idéntica al espectro de la luz solar. Por ello concluyó que en el sol existían los mismos elementos que en la Swipe to View nexr page Tierra. Más tarde William Huggins, un astrónomo inglés aficionado, al examinar el espectro de otras estrellas, confirmó el hallazgo, concluyendo que todas las estrellas tenían la misma composicion.

Con todo, sin tener una idea clara de cómo se producían las líneas del espectro, no era posible describir cuales eran los elementos más comunes de las estrellas y cuales eran los más escasos. Pero todo cambió con el advenimiento de la teoría cuántica, y el descubrimiento del físico danés Niels Borh, en el año 1913. Según él, un átomo tenía electrones que circulaban alrededor en órbitas discretas y que emitían o absorb(an luz cuando estos electrones saltaban de una órbita a otra.

Mas aún, un electrón podia absorber suficiente energía al ser expulsado de una átomo. En el año 1920, el físico indú Meghnad Saha, combinó la teoría cuántica con la teoría del calor (termodinámica). propuso que en un gas, la colisión entre átomos podía también desplazar lectrones y logró desarrollar una ecuación que le permitía predecir, para cualquier temperatura y densidad, cuándo se podía llegar a desplazar un electrón, o dos electrones y así sucesivamente.

Luego los físicos ingleses, Arthur Milne y Ralph Fowler, determinaron cuántos átomos de un elemento se necesitaban para llegar a generar una línea observable en el espectro. Que relación hay entre esto y las estrellas Hasta ese momento a nadie se le había ocurrido aplicar este método a las estrellas. Este fue el tema que abordó Cecilia Payne, cuando llegó a ocurrido aplicar este método a las estrellas. Este fue el tema que abordó Cecilia Payne, cuando llegó a Harvard en el año 1923.

En ese tiempo el trabajo de Payne, se facilitó por el vasto archivo espectral que en Harvard se había acumulado por el trabajo metódico de un ejército de mujeres contratadas, que hacían las veces de un verdadero computador humano. una de ellas, Wilhelmina Fleming había ordenado las estrellas en categorías alfabéticas de acuerdo a la fuerza de la línea espectral del hidrógeno. Luego Annie Jump Cannon las rearregló haciendo más suave la transición de la secuencia entre las diferentes categorías. La secuencia definitiva quedó así: O,B,A,F,G,K,M,R,N.

S, la que generaciones de estudiantes de astronomía debían recordar por un método nemotécnico desarrollado por ellos: «0h, Be A Fine Girl and Kiss Me Right Now, Sweetie». Aplicando los métodos de Fowlery Milne, payne observó que la secuencia que había ordenado Cannon, correspondía realmente a una secuencia de temperaturas, donde en O estaban las estrellas más calientes y en 5 las más frías. Es decir, era la temperatura, no la composición, la que era la responsable por las diferencias que se observaban entre las estrellas.

Si el espectro, por ejemplo, no mostraba una línea correspondiente al hierro, no significaba que ella no hubiera tenido hierro, sino que simplemente la estrella era tan caliente, que no había dejado hierro como para el espectro emitiera las líneas de este elemento. La primera conclusión que Payn 31_1f8 para el espectro emitiera las líneas de este elemento. La primera conclusión que Payne sacaba de todo ello, era que todas las estrellas tenían básicamente la misma composición y entre ellas también nuestro sol.

Pero aquí vinieron las dudas de Payne. A la temperatura del sol, e 5. 600 grados Kelvin, todos los átomos de los elementos más livianos, como el hidrógeno y el helio, debieron haber perdido su electrón. Sin embargo el espectro del Sol tenía una muy fuerte representación precísamente para las líneas de estos elementos. ¿Cómo podía ser? La única explicación era que tendría que haber en el sol una gran concentración de hidrógeno y helio y que por lo tanto sólo una pequeña fracción de ellos había perdido su electrón.

De acuerdo a los cálculos que desarrollaba payne, en el sol debería haber una concentración de hidrógeno y helio, uperior al 98% de la masa total del sol. Todo esto la dejaba muy confundida. Desde la época de Anaxágoras, todos sostenían que el sol estaba hecho de los mismos elementos que la Tierra, especialmente de hierro. Mil veces pensó Payne que sus datos eran falsos, tanto que en la tesis que ella preparó en el año 1925, se adelantó a afirmar que sus datos eran «espurios».

Incluso en un trabajo que publicó posteriormente, ella anota: «es poco probable la abundancla de hidrógeno y helio en las estrellas y ciertamente no es real». Al rechazar su propio descubrimiento, payne estaba siendo muy nfluenciada por Henry Norris Russell, el astrónomo americano de gran prest Payne estaba siendo muy influenciada por Henry Norris Russell, el astrónomo americano de gran prestigio que había descubierto las estrellas gigantes rojas (Creces: «El Sol Fuego Celestial»). El había escrito: «estoy convencido que hay algo muy equvocado con esa teoría.

Es imposible que el hidrógeno sea millones de veces más abundante que los metales» (los astrónomos llaman metales a todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio). La opinión de Russell, era en ese entonces muy considerada. Con todo, la evidencia de que el hidrógeno era superabundante, poco a poco ganaba terreno, hasta llegar a ser tan abrumadora que el mismo Russell publicó sus propios cálculos en la revista «The astrophysical journal» Para ello usó en sus cálculos un método diferente al de payne, pero aceptó que sus resultados coincid(an con los de ella.

Así fue cómo payne, por primera vez mostró que el sol, el 90% de los átomos eran hidrógeno, y que en el 10% restante estaba constituido básicamente por helio. Todos los demás elementos, desde el oxígeno, al calcio, y al hierro, eran sólo icrocontaminantes del cosmos. El astrónomo Otto Struve, refiriéndose al descubrimiento de Payne de que todas las estrellas tenían la misma composición, escribió: «Indudablemente es el descubrimiento más brillante que se haya hecho en astronomía».

Sin embargo, en aquella época, fue Russell el que se llevó los aplausos por el descubrimiento de la super abundancia del hidrógeno. En realidad, él fue quien persuadió a sus descubrimiento de la super abundancia del hidrógeno. En realidad, él fue quien persuadió a sus colegas para que aceptaran esta realidad. Cecilia Payne falleció en el año 1977. Algunos años después de su muerte, la American Astronomical Society, la homenajeó con el más alto honor que otorga esa sociedad.

Irónicamente, éste consistió en el Premio «Henry Norris Russell». Alfvén (Hannes Olof Gosta) .. el sol y el campo magnetico terrestre. ha sugerido que los asteroides pueden ser los materiales residuales resultantes de la fallida formacion de un planeta entre marte y jupiter. ha desarrollado una teoria en la que apoya la tesis de que el universo esta formado por una cantidad igual de materia y de antimateria. se encuentra entre aquellos que han tratado de xplicar la particular distribucion del momento angular en el interior de nuestro sistema solar. l premio nobel 1970 le fue otorgado por sus estudios sobre el plasma y sobre los campos magneticos, con los cuales ha contribuido al desarrollo de los intentos para llevar a cabo la fusion nuclear controlada en los llamados dispositivos de confinamiento magnetico…. Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6. 000 0C, con zonas más frías (4. 000 cc) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas.

De dentro a fuera son Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energ donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol. Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100. 000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la onvección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender. Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5,0000C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura alt(sima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos. Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Componentes químicos S[mbolo % vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol. Componentes químicos Simbolo % Hidrógeno H 92,1 Helio He xígeno 0 0,061 Carbono C 0,03 Nitrógeno N 0,0084 Neón Ne 0,0076 Hierro Fe 0,0037 Silicio Si 0,0031 Magnesio Mg 0,0024 Azufre S 0,0015 otros 0,0015 La Energía Solar La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares.

Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio). Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. IJn gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.

Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero. El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella. 81_1f8