lunes, 11 de abril de 2011

FÍSICA-SOLAR

 Es  es la rama de la física que estudia los fenomenos solares, su importancia y aprovechamiento de la energia solar. 
La Tierra está inmersa en la atmósfera externa ionizada que escapa supersónicamente del Sol.  Este ″viento  solar,″ fluye a través del medio interplanetario alcanzando el campo magnético  terrestre dándole forma al medio-ambiente cercano a  la Tierra.  La burbuja magnética que se produce, llamada  "magnetosfera," ya que es modelada básicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege  su interior (nuestra atmósfera superior junto a su región ionizada, la ionosfera) de los efectos directos del viento solar.
El Sol, que es la mayor fuente de energía del Sistema Solar, libera su energía en forma de radiación electromagnética("luz") y de partículas energéticas. De esta manera, por una parte, el Sol ilumina constantemente a la Tierra proporcionándole un flujo de energía de 1367 W/m2, conocida como la constante solar; a la vez que, por otro lado, su atmósfera (la corona solar, demasiado caliente como para ser retenida por el campo gravitacional) se proyecta de tal manera que la Tierra es influenciada por el viento solar a través de un flujo continuo de partículas, como también de sucampo magnético asociado.
La radiación electromagnética resulta ser varios órdenes de magnitud mayor que la radiación de las partículas. La potencia de entrada en la Tierra,  debida a la iluminación, considerando una sección eficaz ðRE 2, donde RE es el radio terrestre medio, es de 1.73x1017 W.
La energía del viento solar que incide sobre la magnetosfera terrestre, cavidad formada por la interacción entre el campo geomagnético aproximadamente dipolar y el viento solar que tiene asociado el campo magnético interplanetario (ver figura previa),  es del orden de 1.3x 1013 W, considerando una sección eficaz de radio igual a 15 RE [Hill, 1979]. Para una sección eficaz de un disco de radio terrestre que absorbe toda la energía cinética del viento solar  incidente, esto es en  ausencia de campo geomagnético, la potencia seria del orden de 5.7 x 1010 W. 
A pesar de la gran diferencia entre los valores de las potencias disponibles en las vecindades de la Tierra a través de las dos formas de radiación, es el viento solar el encargado de acoplar la atmósfera solar con la magnetosfera y la ionosfera
 (región ionizada de la atmósfera) terrestre, y la mayoría de los procesos magnetoséricos e ionosféricos asistidos por la magnetosfera son debidos a esta energía.
La fuente del viento solar es la  corona cuya energía proviene de la zona de convección solar .  Debido al enorme gradiente de temperatura entre la base de la corona y la zona de  transición, la mayor parte de la energú} depositada en la corona es conducida  en dirección a la cromosfera  la cual es energizada de esta manera. Otra  parte de la corona, la cual está estructurada de  campos magnéticos muy intensos, está constantemente escapando del campo gravitacional del Sol  a lo largo de las líneas de campo abiertas, huecos coronales (coronal holes)   y llamaradas(flares),  es lo que se conoce como  viento solar. Esta parte esá constituida principalmente  de hidrógeno, 96%,y helio, 3.2%, ionizados. El 0.8% restante está constituido por elementos altamente ionizados como   O, N, C, Si, Fe  [Schwenn, 1988].
Un tipo de evento solar es la llamada   llamarada  solar "solar flare" debido a que el abrillantamiento de una pequeña área en el Sol anuncia su ocurrencia.
La magnetosfera terrestre es la región que mas se ha estudiado en Física Espacial, conformando la Física Magnetosférica la parte central de la Física Solar-Terrestre, donde resulta crucial el estudio de las tempestades y subtempestades magnéticas. Sin embargo, aun no se ha establecido un modelo suficientemente consistente para predecir su comportamiento,  y entender los procesos claves que constituyen las conexiones entre el Sol y la Tierra, esto es del Clima Espacial. 
A medida que estén disponibles mas y mas observaciones, los modelos globales del sistema viento solar - magnetosfera - ionosfera - atmósfera podrán ser desarrollados, refinados   y  mejorados cada vez mas hasta el punto en que se podrían realizar predicciones útiles de manera rutinaria.




La energía solar se crea en el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares. Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. 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.



La cromosfera está sobre la fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una temperatura promedio de 4,000°C (7,000°F).
La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver sólo durante los eclipses totales de Sol. 
El sol aparentemente ha estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida, el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca -- será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de años para enfriarse completamente.

BIBLIOGRAFIA
http://fisica-espacial.umag.cl/step.html

http://www.solarviews.com/span/sun.htm

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