Resumen

Los científicos no saben cuántos soles hay en todo el universo, se sabe que existen más de 100,000 millones de galaxias, aunque cada una con más de 100,000 millones de estrellas, siglos atrás se conocía un número menor, a los seres humanos se les ocurrió clasificarlas.

Hay siete tipos de espectrales básicos:

Identificados por las letras O, B, A, F, G, K y M; las cuales están a su vez divididas en 10 subclases numeradas del 0 al 9 en orden decreciente de temperatura superficial de una estrella (medida de grados Kelvin) conocidas por su color aparente.

Pregunta de Investigación

Planteamiento del Problema

El común de la gente no cuenta con el instrumental necesario para la observación del espacio  a esa lejanía de nuestro sistema solar.

Antecedentes

En este artículo estamos describiendo el Sol, su estructura, los fenómenos relacionados con él y el impacto que tiene sobre los demás cuerpos del Sistema Solar. El hecho que el Sol es la estrella más cercana a nosotros, lo hace también la más estudiada. En las última dos décadas se han lanzado numerosas misiones espaciales que día a día nos proveen con una enorme cantidad de datos observacionales. También se han desarrollado modelos teóricos muy avanzados para explicar el comportamiento de nuestra estrella. Casi diario se descubren nuevos fenómenos fascinantes que suceden en el Sol, lo cual representa un gran reto para el ejército de científicos de todo el mundo que estudian a nuestra estrella y la influencia que esta tiene en los planetas como la Tierra.

El Sol es el objeto central de nuestro sistema solar. Se ha formado hace 6.5 mil millones de años de una enorme nube interestelar de gas frío. Contiene prácticamente toda (99.8 %) la masa del sistema solar y es más de 333,000 veces más masivo que la Tierra. Su radio, 700,000 km, es 109 veces más grande que el radio de la Tierra. Así que se necesitarían 1, 300, 000 planetas Tierra para llenarlo. El Sol está compuesto principalmente de dos elementos – hidrógeno y helio. Sus abundancias han cambiado a lo largo de su vida, por lo que hoy el hidrógeno y el helio representan el 74.9 % y el 23.8 %, respectivamente de su masa total. El oxígeno sólo contribuye con el 1 %, el carbono con el 0.3 % y el neón y el hierro con el 0.2 %. La distancia que nos separa del Sol equivale a un poco más de ocho minutos de luz. Esto significa que la luz, viajando a una velocidad de 300, 000 km/s, se tarda más de ocho minutos en recorrer la distancia que nos separa del Sol. Es por eso, que cualquier cambio que sucede en la superficie solar, lo podemos ver con un retraso de ocho minutos. Esta distancia, conocida como unidad astronómica (u.a.), se traduce a 150 millones de kilómetros, lo cual es 390 veces más que la distancia a la Luna y 3, 750 veces mayor que el largo del ecuador. La temperatura en el Sol es tan alta, que el material se encuentra en estado plasma, esto es, separado en iones y electrones. A este estado se le conoce comúnmente como el cuarto estado de la materia, debido a la carga eléctrica de las partículas. El material de un plasma interactúa con campos eléctricos y magnéticos y se comporta de manera muy diferente a un gas neutro. El 99% de la materia visible en el universo está en estado plasma, por lo que al estudiar a nuestra estrella podemos aprender sobre fenómenos que ocurren comúnmente en otros entornos.

Si pudiéramos atravesar el Sol, veríamos que las condiciones físicas, como la temperatura, la presión, la densidad y la composición química, dependen mucho de que tal lejos del centro del Sol las examinamos. Según estas características, el Sol está dividido en capas, de las cuales tres forman el interior solar: núcleo, zona radiactiva y zona convectiva.

El núcleo es la parte más interna del Sol. Se extiende desde su centro hasta el radio que equivale a un cuarto del radio solar. Esto significa que el volumen del núcleo representa apenas el 1.5 % del volumen del Sol, pero, debido a su alta densidad, que en su centro alcanza 150 g/cm3 o 150 veces la densidad del agua, contiene casi la mitad de la masa solar. El núcleo es también la parte más caliente. La temperatura en el centro es de 15.7 millones de grados Kelvin (K). En el núcleo se produce la mayor parte de energía solar a través de reacciones nucleares. Por medio de ellas el núcleo del Sol cambia su estructura química. Estas reacciones transforman elementos químicos ligeros en elementos más pesados. La reacción nuclear más común es la que transforma hidrógeno (H) en helio (He). Sucede que en el núcleo solar, debido a su alta temperatura, los átomos ya no tienen sus electrones. El gas ahí está compuesto de los núcleos atómicos y electrones sueltos que se mueven con velocidades muy altas. Debido a la alta densidad, en un volumen pequeño se encuentran muchos núcleos y estos suelen chocar entre ellos. La mayoría de ellos son núcleos de hidrógeno, llamados protones. Se necesitan cuatro protones para producir un núcleo de helio. Éste pesa casi igual que cuatro protones, pero es más ligero. Esto se debe en parte a que el 0.7 % de la masa de protones se convierte en energía que después será radiada como luz visible o invisible. Esta energía no se sale del Sol de inmediato, sino que está siendo absorbida y reemitida en el interior solar por diferentes partículas, así que se tarda hasta un millón de años en salirse del Sol. Cada segundo 4.4×109 kg (4.4 millones de toneladas) de materia son convertidos en 4×1026 Joules de energía. Debido a reacciones nucleares la composición química del núcleo cambia, por lo cual es diferente que el promedio del Sol. El hidrógeno representa solamente el 40 % de la masa total del núcleo, mientras que el helio es casi el 60 %.

Zona radiactiva

La zona radiactiva es la región que se extiende de 0.25 a 0.7 radios solares. Su nombre se debe a que en ésta la energía se transmite completamente por radiación, entonces no hay convección del gas. En la zona radiactiva la temperatura decrece hacia afuera de 7.000.000 a 2.000.000 K y densidad de 20 a 2 gcm-3.

Zona convectiva

Es la zona que se extiende desde 0.7 radios solares hasta la superficie del Sol. A diferencia de la zona radiactiva, el transporte de energía en la zona convectiva sucede mayormente a través de la convección. En ella se forman grandes columnas de gas moviéndose hacia la superficie y otra vez de regreso hacia el interior del Sol, que dejan su firma en la fotósfera en forma de granulación y supe granulación solar. La densidad en la capa más externa de la zona es de 0.2 gm-3 o una 1/10.000 parte de la densidad del aire al nivel del mar.

Superficie solar – fotósfera La fotósfera es la capa que vemos siempre cuando miramos el Sol a simple vista o a través de los telescopios ópticos. Aunque le decimos superficie solar, la fotósfera no es sólida sino que es una capa de gas de 100 km de grosor. Su temperatura es de 5800 K por lo cual el Sol tiene un color amarillo. Debido a su color los astrónomos clasifican al Sol como una estrella del tipo G2. La fotósfera es la capa más fría de nuestra estrella ya que las capas atmosféricas (cromósfera, corona) tienen temperaturas mucho más altas. Muchos fenómenos muy interesantes suceden en la fotósfera, como manchas solares, fáculas y gránulos.

Manchas solares, gránulos y fáculas

Las manchas solares son probablemente el fenómeno solar más conocido debido a que se pueden observar con los telescopios pequeños o a veces incluso a simple vista. Según el Libro de Han (terminado en el año 111 DC) que cubre la historia de la antigua China durante los años 206 AEC hasta 25 AC, los astrónomos chinos observaron un grupo de manchas solares en el año 28 AC debido a que el polvo levantado por el viento de los desiertos cercanos actuó como un filtro, disminuyendo el brillo del Sol. Más observaciones de manchas solares se reportaron en los años 813 y 1129 DC. Los astrónomos Thomas Harriot, Johannes y David Fabricius y Christoph Scheiner fueron los primeros en observar las manchas solares a través de sus telescopios en los años 1610 y 1611. En 1612, Galileo Galilei mejoró mucho estas observaciones siendo más sistemático que los demás en elaborar un registro de sus observaciones.

Objetivo

Mi objetivo es saber cuántos tipos de soles hay en el espacio exterior y también saber cuántas veces son esos soles más masivos que nuestro Sol.

Justificación

A mí me interesó este tema porque considero que el Sol es majestuoso, e investigando de él me di cuenta que existen soles más masivos que el que se encuentra en nuestro sistema solar.

Hipótesis

Si logro que el común de la gente cuente con el instrumental necesario para la observación del espacio, entonces podré lograr que su interés por el espacio incremente.

Método (materiales y procedimiento)

El número y características de las estrellas son tan grandes, que existen varias clasificaciones como luminosidad, temperatura, tamaño o estado en que se encuentra entre otros.

¿Cuántas estrellas existen?

Realmente nadie lo sabe a ciencia cierta, porque no se conoce todo el universo. No obstante, se sabe que existen más de 100, 000 millones de galaxias, cada una con más de 100, 000 mil millones de estrellas aunque siglos atrás se conocía un número menor, los seres humanos se dieron a la tarea de clasificarlas, un trabajo nada fácil pero sí muy útil.

Al principio, las estrellas eran clasificadas según su aspecto observable desde la Tierra, incluso en observatorios astronómicos. Más adelante los astrónomos chinos se dieron cuenta de que los astros no eran entes inmóviles y perpetuosos, sino que podían aparecer nuevas, pasar por varias etapas y morir.

Dentro de los tipos e estrellas pueden considerarse las diferentes etapas de su llamado “ciclo de vida” protoestrellas, gigantes rojas, enanas blancas, enanas negras y sus remanentes residuos como las estrellas de neutrones y los agujeros negros, si bien estos dos últimos no precisamente estrellas. El Sol, la estrella central única del Sistema Solar, está considerada una enana amarilla, el tipo de estrellas que se encuentran en pleno proceso de conversión del hidrógeno al helio en su núcleo.

(Clasificación espectral de Harvard)

Ésta clasificación es llamada así porque fue desarrollada en el observatorio de la Universidad de Harvard a finales del siglo XIX. Es la más usada por los astrónomos, y clasifica a las estrellas en función de su temperatura y luminosidad aparente. El espectro indica la intensidad según la longitud de onda del objeto. En palabras más sencillas, mientras más roja se observa una estrella, más fría es, pues las más calientes son las que muestran un color azul.

Tipos espectrales:

Se tiene siete tipos espectrales básicos.

Identificados por las letras O, B, A, F, G, K y M, los cuales están a su vez divididos en diez subclases numeradas del cero al nueve en orden decreciente de temperatura superficial de una estrella (medida y grados Kelvin, K) conocida aparte de su color aparente.

1. A su color aparente es azul, casi violeta. Estas son sumamente calientes y luminosas, con una temperatura mayor de 28, 000 kilómetros, pueden llegar a tener 40, 000 kilómetros.
2. Estas estrellas muestran un color azul claro y tienen temperaturas de alrededor de 10, 000, o hasta 28, 000 y son muy luminosas, pero claro menos en las de tipo O.
3. Su temperatura superficial es de 7, 500-10, 000 K, por lo que su color, aunque a su lado, es menos intenso, y pueden observarse casi blancas. Muchas de las estrellas que se observan a simple vista pertenecen a este tipo espectral.
4. Presenta un color aparente blanco, pero pueden verse todavía un tanto azuladas e incluso ligeramente amarillas. ¿Su temperatura? 6,000-7, 500 K. Un 3% de las estrellas que se observan son de este tipo.
5. Su color aparente es amarillo o amarillo- blanco, y su temperatura superficial varia de 5000 a 6000 K. no son muy comunes en el universo; ahora bien clasificada el Sol es una estrella como de tipo espectral G2.
6. Son estrellas de color rojo a rojo anaranjado, que presentan una temperatura de 3500 a 5000 K. Son más frías que las del tipo G. pero menos que las del M. y representan un 12% de las estrellas conocidas.
7. Son las más comunes y las más frías. Su color aparente es rojo y registran temperaturas menores de 3500 K.

No hace mucho tiempo los científicos añadieron tres tipos espectrales: L,T  e  Y. Son mucho más frías que todas las anteriores, y corresponden a enanas marrones.

Entrevista con el Astrónomo Juan Antonio Juárez:

¿Cuántos soles se han descubierto hoy en día?

Mira, hay tantos soles como tantos granos de arena en una playa, hay muchos y esa misma cantidad encontraremos.

¿A cuántos kilómetros está el más próximo?

Está a 1, 500, 000 km. Y es nuestro Sol.

¿Cuánto tiempo tardaríamos en llegar a nuestro Sol más próximo?

A nuestro Sol que es el más cercano está a 8 minutos viajando a la velocidad de la luz, y el otro más cercano está a 4 años luz, ¿qué significa esto? La luz viaja a 300, 000 km/s a esa velocidad nos tardaría 4 años para llegar a ella, entonces está bastante lejos de nosotros.

¿En qué consiste el color de los soles?

El color de los soles va de acuerdo a su temperatura principalmente. Habitualmente las personas piensan que el “rojo” es el más caliente, y el “azul” es el más frío, y de hecho es lo contrario, el color “rojo” te indica que es una estrella fría y el color “azul” te indica que es una estrella caliente, entonces el color se debe a que tan joven o vieja es y habitualmente las rojas son estrellas viejas y las azules son estrellas más jóvenes, pero no necesariamente, algunas rojas son jóvenes y una azules son viejas; eso depende de una cosa llamada “Evolución Estelar”.

Según su experiencia, ¿qué más información me podría dar usted?

Depende de qué tipo de información quieras.

Por ejemplo vida del Sol, cuanta luz nos va a mandar depende de que tan grande o chica sea la estrella.

¿Hay alguna clasificación?

Sí, hay algunas personas que buscaron la manera de encontrar en las estrellas cómo poder identificarlas para darles justamente un nombre y poder decir esta es joven, vieja, caliente o fría, entonces se llamó clasificación Espectral, ¿por qué Espectral?, porque utilizan una cosa que se llama “Espectro Electromagnético”, para poder verla, significa que la luz que nosotros recibimos se analiza y se clasifica espectral, por ejemplo, ¿sí has escuchado o leído que el Sol es una estrella G85?

G: Es una estrella de cierta temperatura entre unos 5, 000 a 10, 000 grados.

8: Es un poquito más hacia el otro tipo de estrella que hay, es decir, más caliente que fría, ese tipo de clasificación te permite saber si es muy chiquita, grande, caliente  o fría, y así conocemos un poco más de ellas.

5: Es una estrella enana de las más pequeñas que hay.

Galería Método

Resultados

Hay tantos soles como tantos granos de arena en una playa. Nuestro Sol es el más próximo y está a 1, 500, 000 Km, a este tardaríamos en llegar 8 minutos viajando a la velocidad de la luz. El otro más cercano está a 4 años luz (la luz viaja a 300, 000 Km/s).

Los soles tienen dos colores muy particulares (rojo y azul). Habitualmente las personas piensan que el “rojo” es el más caliente, y el “azul” es el más frío, y de hecho es lo contrario, el color rojo te indica que es una estrella fría y el azul te indica que es una estrella caliente. El color también se debe a que tan joven o vieja es; habitualmente las rojas son estrellas viejas y las azules son estrellas más jóvenes, pero no necesariamente, algunas rojas son jóvenes y algunas azules son viejas, eso depende de una evolución denominada “Evolución Estelar”.

Para clasificar las estrellas utilizan un espectro electromagnético, significa que la luz que nosotros recibimos se analiza y se clasifico como “Espectral”.

Galería Resultados

Discusión

Conclusiones

Los científicos en sus investigaciones tratan de encontrar soles similares al nuestro, estos por lo regular forman parte de otros sistemas solares y podrían tener agua líquida en su superficie y ser habitables.

Bibliografía

https:/www.geoenciclopedia.com

http://www.revista.unam.mx/vol.10/num10/art67/art67.pdf

Visitamos el museo Tezozómoc en el Instituto Politécnico Nacional y realizamos una entrevista al Astrólogo Juan Antonio Juárez.

Para este trabajo realice una investigación revisando libros que hablaran de los tipos de Soles y sus características.

Summary

summary

Scientists do not know how many soles are there in the whole of the universe, it is known that there are more than 100,000 million galaxies, although each one with more than 100,000 million stars, centuries ago was known a numbered from 0 to 9 in descending order of surface temperature of a star (measure of degrees Kelvin) known for their apparent color lesser number, to human beings is happened to them classify them.
There are seven types of spectral basic:
Identified by the letters or, B, A, F, G, K AND M; which are in turn divided into 10 subclasses.

Research Question

Problem approach

The common people does not have the necessary instruments for observation of the space, which allows you to verify the dimensions and types of Suns that exist in the universe.
People show no information about the nature of the universe, on the other hand, there is no portable technology so advanced that it allows direct observation and without risk, there is a culture of interest on this subject.My objective is to know how many types of soles in outer space and also know how many times are those soles as massive as our sunMy objective is to know how many types of soles in outer space and also know how many times are those soles as massive as our sunMy objective is to know how many types of soles in outer space and also know how many times are those soles as massive as our sun

Background

Objective

My objective is to know how many types of soles in outer space and also know how many times are those soles as massive as our sun

investigating of him I realized that there exist the suns more massive than the one that is in our solar system.

I am interested in this topic because I think that the Sun is majestic, and

Justification

I am interested in this topic because I think that the Sun is majestic, and investigating of him I realized that there exist the suns more massive than the one that is in our solar system

Hypothesis

If I get that the common people have the necessary instruments for space observation,  then I will be able to achieve that its interest in the space increases.

Method (materials and procedure)

Method Gallery

Results

Results Gallery

Discussion

Conclusions

Bibliography