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MÓDULO 3 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR 3.1 EL SOL: Es el objeto más común del universo:

MÓDULO 3 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR 3.1 EL SOL: Es el objeto más común del universo: una estrella bastante normal pero: 300 000 veces más cercana que otra estrella más cercana:  Cen a 4.3 años luz (Sol a 8.5 min luz!)

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MÓDULO 3 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR 3.1 EL SOL: Es el objeto más común del universo:

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  1. MÓDULO 3 ESTRELLAS Y EVOLUCIÓN ESTELAR 3.1 EL SOL: Es el objeto más común del universo: una estrella bastante normal pero: 300 000 veces más cercana que otra estrella más cercana:  Cen a 4.3 años luz (Sol a 8.5 min luz!) Sabemos mucho más del sol que de cualquier otra estrella. Es la única fuente de calor y luz para mantener la vida en la Tierra.

  2. PARÁMETROS GLOBALES DEL SOL • Diámetro aparente 32.5´ (~Luna) • Radio (R) 696 000 km (109 x Tierra) • Masa (M ) 1.99 1030 kg (3.3 x 105 x T.) • Densidad media  1410 kg/m3 (~1/4 x T.) • Gravedad superf. g 274 m/s2 (28 x T.) • Vel. de escape (√2GM/R) 618 km/s (55 x T.) • Periodo de rotación variable: 25  30 días (ecuador) (polos) Temperatura superficial 5780 K Luminosidad (en luz visible) 3.86 1026 W INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  3. LUMINOSIDAD – Medir energía recibida en cada m2 de la tierra: ≈ 1400 W/ m2 (J/s/m2) encima de atmósfera = constante solar (aunque no fue constante en la historia). ~ 70% penetra en la atmósfera terrestre  para calcular luminosidad total ( = potencia en W) : (1 UA = 149.5 106 km = distancia Tierra-Sol) superficie de esfera de r = 1 UA: = 4 (1 UA)2 = 2.8 1023 m2 • L = 4 x 1026 W (luminosidad solar en luz visible) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  4. ESTRUCTURA GENERAL • no tiene superficie sólida ni líquida • es una esfera de gas caliente • capa que emite luz (fotósfera) espesor ~500 km (0.1% R) Sol parece tener un “borde” (limbo) definido ESTRUCTURA HACIA EL EXTERIOR: -Cromósfera (~1500 km) - Zona de transición (8500 km) - Corona (millones de km)  viento solar INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  5. ESTRUCTURA HACIA EL INTERIOR: • Zona de convección ~200 000 km: material (“burbujas”) subiendo y bajando (como en agua o aceite hirviendo) • Zona de radiación (r ~300 000 km) : transporte de radiación del núcleo hacia afuera • Núcleo (r=200 000 km): reacciones nucleares que liberan energía INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  6. EL INTERIOR SOLAR •  1960: Sol vibra con periodo de P~5 min por ondas de presión en interior del Sol, reflexionadas por la fotósfera. • Comparadas con ondas de “sismos” en la tierra (aunque muy diferentes!). • “HELIOSISMOLOGÍA”  permiten estudiar el interior solar [NO existe actividad sísmica solar]. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  7. Densidad y temperatura en función del radio centro = 150 x agua en Tierra (~ 20 x fierro en Tierra) fotósfera = 2 10-4 kg m-3 (10-4 x aire terrestre a nivel mar) media = 1.4 x agua ≈  (Júpiter) Tcentro ≈ 15 106 K  Tfotosf = 5780 K INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  8. NUCLEO: desde el inicio de la fusión nuclear: m(H) cambió de 71 a 34% m(He) cambió de 27 a 64% TRANSPORTE DE ENERGÍA - Interior profundo del sol está completamente ionizado (Temp. alta, colisiones)  transparente para radiación (no se absorbe en transiciones) - Zona de radiación: ionización decrece de 100% a 0%.  ningún fotón del núcleo llega más allá del borde de la zona de radiación - a partir de ahí se transporta energía por convección INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  9. Condición para convección: T decrece con altura (radio) • el gas caliente sube, el gas frío baja  se crean “células de convección” Transp. por radiación  convección gas no se mueve gas se mueve INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  10. Tamaño de célula de convección decrece de ~ 30 000 km (a 200 000 km debajo de la fotósfera) a ~1000 km en la base de fotósfera • La convección termina en la fotósfera: densidad tan baja  transparente para radiación: los fotones de la fotósfera escapan al espacio exterior EVIDENCIA PARA CONVECCIÓN: - Granulación solar - cada gránulo tiene ∅ ~ 1000 km (~1.3”) que sobreviven ~ 5-10 min INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  11. fuera (nosotros) • dentro • brillantes • oscuros se mueven con v ~ 1 km/s hacia Gr. brillante  T mayor Gr. oscuro  T menor (Ley de Stefan), T~500 K Supergranulación: ∅~ 30 000 km INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  12. % primordial LA ATMÓSFERA SOLAR Estudiando espectro solar • miles de líneas de absorción • indica composición química del Sol (muy similar al Universo en general) 76 24 estrictamente aplica sólo para la fotósfera pero se cree que es representativo para todo el sol (excepto para el núcleo) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  13. LA CROMÓSFERA Densidad muy baja  emite poco  sólo visible durante eclipse solar; predomina radiación de H (rojo morado) =656.3 nm H Cada pocos minutos se eyectan “espículos” (oscuros=“fríos”) con v ~ 20 … 100 km/s hacia el exterior a alturas de hasta 10000 km encima de la fotósfera (suelen ocurrir en bordes de supergránulos); Son relacionados con campos magnéticos fuertes. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  14. ZONA DE TRANSICIÓN Y CORONA • visible en eclipse solar (Luna tapa cromósfera ≤ 2 min) • su espectro es de emisión (ya que el fondo es el espacio oscuro) • T alcanza  106 K  ionización alta,  espectro es diferente al de la fotósfera INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  15. Corona es muy tenue (~105 part./cm3 ~10-14 atm. terr.) • Corona se calienta por ondas acústicas saliendo de la zona de convección; se convierten en ondas de choque y producen calor • a 107 km sobre la fotósfera el gas coronal tiene v > vescape y escapa al exterior • causa viento solar (p+,e-, núcleos) con v~300-500 km/s (generalmente absorbido por campo magnético terrestre) • causa a veces “tormentas magnéticas” en la Tierra (auroras boreales/australes: e− aceleran en campo B terrestre e ionizan los átomos de la atmósfera  recombinación  luz) • el Sol “evapora” ~ 106 ton/s, M~0.1% M en toda la vida solar (5x109 a) • Corona emite en radio y rayos X, tanto de origen térmico (libre-libre) y no-termico (sincrotrón) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  16. EL SOL EN RAYOS-X Tcorona 106 K  radiación dominante en rayos-X (visible con telescopios de rayos-X en órbita terrestre) • Imágenes (sólo alcanzan la parte interior de la corona) muestran “hoyos coronales” (oscuras comparadas con su alrededor) • Se cree que son zonas con campo magnético “abierto hacia afuera” (escape de partículas). • En zonas más brillantes en rayos-X el campo (“cerrado”) causa arcos más pequeños sobre la fotósfera  la materia no escapa. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  17. EL SOL ACTIVO Luminosidad solar = L“quieta” + L ”activa” ~ constante variable (visible) (no visible: radio, rayos-X) Manchas Solares: tamaño: 3-10 mil km (~Tierra!); hay entre 0 a varios centenares visibles a la vez en la superficie solar. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  18. Manchas tienen “umbral’’ oscuro en el centro (T~4500 K) y “penumbra” (menos oscura) en sus bordes (T~5500 K)  Las manchas solares son más frías que sus alrededores. • El movimiento de las manchas solares indica la rotación diferencial del sol: ~25 días en el ecuador (más rápido) pero 30 días en los polos (más lento) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  19. MAGNETISMO SOLAR La espectroscopía (efecto Zeeman) indica que en manchas solares existe un campo magnético (B) 1000 veces mayor que en la fotósfera quieta (donde B ~ varias veces BTierra). Los pares de manchas = polos de un imán (pares ocurren ~ en la misma latitud solar) Polo magn. N: B entra en fotósfera Polo magn. S: B sale de fotósfera INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  20. Conectados por “arcos” del campo magnético Padrón sistemático debido a rotación diferencial (dentro de un ciclo): Manchas “N” preceden a manchas “S” en hemisferio N. Manchas “S” preceden a manchas “N” en hemisferio S. Manchas ocurren cuando una burbuja caliente “levanta” material (con su campo magnético). Tras 11 años se invierte la polaridad de las manchas • ciclo total tiene 22 años INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  21. EL CICLO SOLAR La rotación diferencial “enrolla” al campo B (poloidal --> toroidal) Burbujas calientes levantan arcos del campo creando pares de manchas. El padrón subyacente del campo explica la polaridad de las manchas. Arco (anillo) magnético en el limbo solar = protuberancia “reconección magnética” entre manchas solares cerca del ecuador (al final del ciclo solar) invierten la polaridad del campo poloidal. Ciclo de manchas = 11 años; ciclo solar = 22 años (dos polaridades) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  22. Las manchas aparecen, desaparecen y se mueven. • Las manchas duran entre 1 y 100 días (grupos ~ 50 días) • Observaciones durante 4 siglos mostraron ciclo solar de 11 años: - polaridad magnética alterna entre un ciclo y el siguiente - máximo de número de manchas cada 11 años, mínimo: Nm  0 • Ciclos solapan: las manchas de nuevo ciclo aparecen (lat. altas) cuando las últimas del ciclo anterior desaparecen (lat. bajas) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  23. Irregularidad del período de ciclos solares: 7 - 17 años: de 1645 a 1715 (mínimo de Maunder) casi no hubo manchas → causó una “pequeña edad de hielo” en la Tierra (Maunder 1890, en base de datos de Wolf 1856) • Correlación: máximo mas fuerte  período más corto • No se conocen las razones de estas irregularidades • Nmanch = c * (10 g + m) = c * NWolf donde g = número de grupos; m = N(manchas individuales); c = factor de calibración • Ciertas regiones de manchas se repiten de un ciclo a otro INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  24. REGIONES ACTIVAS Las manchas son fenómenos “modestos”; a veces asociadas a regiones activas, eyectando grandes cantidades de plasma (p+, e-) hacia la corona. Regiones activas son más frecuentes durante el “máximo solar” (máxima cantidad de manchas solares) Resultan en protuberancias (anillos de gas luminoso) con tamaños de ~ 100 000 km = 10 x Tierra que duran de días hasta semanas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  25. Protuberancias de hasta 500 000 km son raras (solo en máximo solar) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  26. RÁFAGAS (FULGURACIONES) • ocurren cerca de regiones activas • son más violentos (y menos entendidos) que protuberancias • T~108 K en su centro • tan violentos que los anillos magnéticos se rompen y material escapa a la corona INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  27. CAMBIOS EN LA CORONA Corona durante el máximo solar: grande y “perturbado” por penachos (streamers). Eclipse de 1991. Corona durante el mínimo solar Calentamiento de la corona por actividad magnética, protuberancias y ráfagas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  28. eclipse solar del 29-Mar-2006, (por H. Lüthen, desde Turquía) teleobjetivo 500 mm, f8, camera digital reflex 10 fotos digitales de 0.004 a 2 seg superpuestos, luz visible, tratamento digital: se subtrae un perfil radial promediado  mejoran contrastes cerca del minimo del ciclo solar: estructura regular; se ve la superficie de la Luna por reflejo de luz terrestre INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  29. EL NÚCLEO DEL SOL Único proceso conocido que puede crear energía solar: Fusión Nuclear: combinación de núcleos ligeros a más pesados. En general: núcleo 1 + núcleo 2  núcleo 3 + energía donde m3 < m1 + m2  Masa decrece y se convierte en energía (E = mc2) Ley de conservación (masa * c2 + energía) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  30. CADENA PROTÓN – PROTÓN (“pp”) • un par de p+ se repelen  para fusionarles hay que acercarlos a 10-15 m: domina la fuerza nuclear fuerte • Requiere v > 300 km/s o T > 107 K (= núcleo solar) p+ + p+  21H + e+ + νe 21H + p+  32 He + γ 32He + 32He  42He + 2p+ 21H = Deuterio; 32He = Helio-3, 42He = partícula α; νe = neutrino del e- ; e+ = positrón; γ = fotón (rayo) gamma neta: 4 p+  42He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ proceso “pp” crea el 90 % de la energía del Sol INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  31. LA CADENA PROTÓN - PROTÓN INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  32. Otro proceso importante: ciclo CNO crea también 42He (partícula ) a partir de protones, pero utiliza núcleos de C, N y O como intermediarios. Balance de masas: energía creada 4 m_protón = 6.6943 x 10-27 kg; m = 6.6466 x 10-27 kg mγes despreciable  m = 4.77 x 10-29 kg E = mc2 = 4.3 x 10-12 J por cada 6.7 x 10-27 kg Comparar con luminosidad solar L = 3.86 x 1026 W (=J/s) Masa requerida cada segundo = (3.86 x 1026 W / 4.3 x 10-12 J)(6.7 x 10-27 kg) = 6 x 1011 kg = 600 millones de toneladas por segundo Muy poco comparado con M Sol puede producir su luminosidad actual por ~ 1010años. Su edad actual es de 5 x 109años, le quedan otros 5 x 109años INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  33. ¿Cómo sale esta energía? • del núcleo sale como rayos gamma (creados en la fusión); • Éstos son absorbidos y reemitidos  espectro de cuerpo negro se translada hacia T menores • Energía eventualmente sale de la fotósfera en forma de fotones visibles e infrarrojos (tarda ~100,000 a del núcleo) • Otra cantidad de energía (<1% para el Sol) sale como neutrinos (vel ~ c, practicamente no interactúan con nada; escapan del Sol pocos segundos tras ser creados)  son muy difíciles de detectar. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  34. DETECCIÓN DE NEUTRINOS SOLARES 11,000 tubos con fotomultiplicadores • requiere MUCHA masa para que un ν interactúe en horas o días • Super Kamiokande (Tokio, Japón) 50 000 ton. de agua purificada • Resultado: llegan ~ 3 veces menos ν de lo esperado (“problema de neutrinos solares”) • Solución: los νe producidos en “pp” cambian a un νμ (n de muon) o a un ντ(n de tau) según teoría electrodébil. Requiere mν > 0 y m(νe ) << m(νμ ) << m(ντ) (efecto Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, MSW) Superkamiokande antes de llenarse con agua purificada INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

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