10. Datos

En construcción!!!!!

Nuestro sol es un cuerpo estelar, una estrella del tipo G2 V normal, es una de entre 100

billones de estrellas en nuestra galaxia. [6] Pero sabemos que no siempre va a ser una estrella con las

características que ahora posee, una estrella se mueve por el diagrama de Hertzsprung - Russell

(H-R) durante su vida, dado que a medida que consume su combustible varia su temperatura

superficial (por cambios de tamaño), por tanto también su magnitud absoluta y su tipo espectral.

En el cuadro siguiente tenemos esta relación entre el color de las estrellas y su magnitud

absolutadiagrama H-R, la diagonal del cual se define como secuencia principal, en el centro de la

cual se encuentra el Sol.

Podemos definir diferentes propiedades tanto para el Sol como para cualquier otro cuerpo

celeste como:

- La densidad q = M

43

oR3

- La generación de Energía por unidad de masae = LM

Como para el Sol tenemos:

M ? = 2·1030 kg. (1.989x1030 Kg.)1 Temperatura: 5800 - 5200 ºK superficie

15.600.000 -15 106 ºK en el núcleo2

R ? = 7·108 m.(6,96 x 108 m) L ? = 4·1026 W. (3,86 x 1026 W)

q = 1 $ 4x103Kg $ m-3 1/4 con respecto a la de la Tierra [21]

e = 2x10-4W $ Kg-1

[2][11]

Diámetro: 1.390.000 Km Edad: 4,6 x 109 años.

Masa (respecto a la Tierra) 332.946 Volumen (respecto a la Tierra) 1.303.600

Gravedad (respecto a la Tierra) 27,9 Inclinación axial 7,25° [15]

Velocidad de escape de la fotosfera: 618’7 km/s [11]

Tamaño típico de : Granulación 2.000 Km Supergranulación: 30.000 Km

Manchas solares: 8.000 Km [16]

Periodo de rotación alrededor del centro de la galaxia: 225 millones de años. [10]

La magnitud absoluta es el brillo que presenta una estrella si se la estuviese observando

desde una distancia de 10 parces (1 parcec = 3.26 años luz). La definición de la magnitud absoluta

nos es de utilidad porque a partir de ella podemos comparar cuan brillantes son las estrellas, sin

dependencia con la distancia, o sea, cuan brillantes son en realidad. Se puede calcular fácilmente

implementando la siguiente formula:

M = m + 5 - 5 . Log d

o

M = m + 5 + 5 Log p ["]

Donde M es la magnitud absoluta, m la magnitud aparente (la observada) y d es la distancia en

parcecs, o en el caso de la segunda formula p es la paralaje de la estrella expresada en segundos. Así

se puede calcular la magnitud absoluta del Sol:

m = -26,8

d = 4,8472E-6 pc. (parcecs)

M ? = -26,8 + 5 - 5 . Log (4,8472E-6) => M agnitud ? = 4,77

De esta forma sabemos que el Sol posee una magnitud absoluta de 4.77 (aproximadamente,

cálculos mas precisos dan una Magnitud ? = 4.85M). [14] Las magnitudes absolutas de las estrellas

están comprendidas entre -8M y +19M, por tanto el Sol tiene una magnitud media. [21]

Plasma en las diferentes capas del Sol su densidad de electrones y su temperatura:

Núcleo ne (per cu m) = 1031 Te (K) = 1.5 107

Fotosfera ne (per cu m) = 1020 Te (K) = 5.800

Cromosfera ne (per cu m) = 1017 - 1020 Te (K) = 5 105

Corona ne (per cu m) = 1013 Te (K) = 1.5 106

Viento Solar (cerca de la Tierra) ne (per cu m) = 5 106 Te (K) = 4 105

[20]

1 La gran masa solar, es decir, el campo gravitacional creado hizo posible que a principios de siglo y

gracias a un eclipse solar se confirmara la teoría de Einstein por la cual se afirma que la gravedad

debida a los cuerpos masivos, altera el espacio tiempo. Si nos imaginamos el plano del sistema solar

como una red en su centro el sol crearía una deformación la cual desvía la luz procedente de las

estrellas viéndolas en una posición errónea. [10]

2 En los años veinte Arthur Stanley Eddington estudiando la estructura interna del Sol, predijo que

debía haber una fuerza que se opusiera a la gravitatoria, esta seria la fuerza expansiva de los gases, de

esta manera aseveró que la temperatura del núcleo se cifraba en 15 millones de grados. Más tarde en

los años treinta gracias a la teoria de fusión de Hans Bethe se corroboró esta teoría.