Pregunta chorra.. ¿por qué es tan definido el borde del Sol?

[m3ntol]

Me refiero a que la distribución de los gases y el calor que generan etc... tendría que seguir una función contínua decreciente con el cuadrado de la distancia.

Sin embargo hay un claro punto de ruptura en la zona de la superficie ¿por qué?

[sergipr]

¿que quieres decir con "tan definido"?

[m3ntol]

Pues justo lo que explico en el post, que debería seguir una distribución de gases inversa al cuadrado de la distancia. Una función contínua y bastante suave, sin embargo en una zona muy estrecha (superficie solar) hay un salto muy grande en luminosidad.

[zipizape]

A lo mejor digo una chorrada pero ¿no podría ser que esa zona que como bien dices, se irá atenuando en luminosidad, siendo enorme nosotros la viéramos pequeña en comparación con el diámetro del sol?.

[inavarro88]

A falta de una explicacion más exigente que me corrija, creo que puede deberse a que en el sol, en su mayor parte, el gas esta en estado de plasma. La diferencia de fase entre el sol y su atmósfera podría explicar esto. Como un cubito de hielo en agua, o ron

Saludos!

[rcacho]

No, la atmosfera tambien esta en estado de plasma. Lo que pasa es que es tan pequeña en comparacion con el Sol que nos parece una caída bastante brusca, pero mide varios cientos de km.

Además, ayuda el hecho de que la envoltura del Sol sea convectiva y que la temperatura sea baja, por lo que el viento solar no es demasiado determinante.

Un saludo!

[ACRUX]

Creo,... que tal y como apuntan ZipiZape y Rcacho, es un efecto de perspectiva por el enorme diametro del sol comparado con el tamaño de los "accidentes" de su superficie, (fulguraciones, etc.).
A no más de 300 Km de altitud en las imágenes del horizonte terrestre, tambien parece liso.

[m3ntol]

Seguro que es lo que decís pero hay cosas que no me explico.

Por ejemplo Jupiter, ¿qué mantiene unido a los planetas gaseosos o a las estrellas? Entiendo que su gravedad.
¿Que fuerzas tienden a separarlos en pedazos? en los gigantes gaseosos entiendo que su rotación. En las estrellas, además, la alta temperatura de sus capas.

Hay muchas más cosas, por ejemplo, en Jupiter, a medida que aumenta la densidad las fuerzas de repulsión molecudar impiden que se contraiga más y ejercen de repulsión. Pero podemos simplificar tomando solo aquellas capas más externas donde las densidades son menores.

Para simplificar tomemos Júpiter donde conocemos sus fuerzas. Cualquier partícula m1 sufre una aceleración debida a la gravedad de:
a1= Mjup/r^2
Y por otro lado la centrífuga dependiente de la velocidad angular y del radio.
a2= W r

La cosa sería saber en qué punto a1=a2, ya que más lejos las partículas se dispersan en el espacio...

a1=a2 => Mjup/r^2 = W r => r= Mjup/W

Hasta ese radio los gases se distribuyen uniformemente decreciendo su densidad con el cuadrado del radio. Sin embargo Jupiter tiene un borde también muy defnido.

¿En qué me estoy equivocando?

PD: Realmente Mjup (masa de jupiter) es funciíon del radio pero no creo que cambie sustancialmente el planteamiento por tomarlo como constante ¿o si?

PD2: Para aclarar lo de 'borde definido. A Jupiter (o al sol) lo vemos así:




Y yo me pregunto porqué no lo vemos asao:

[Alex]

El que se vea al sol como un perfecto circulo es un efecto visual. Si lo observas con un coronografo o en un eclipse, podrás ver la corona y entonces comprobarás las protuberancias y la irregularidad de su superfice. La fuerte iluminacion del centro del sol nos impide ver las irregularidades de la superficie, pero cuando tapas el disco solar, si que ves esas irregularidades.

Por otro lado, lo que mantiene unido al sol es la fuerza de la gravedad, que inexorablemente terminará imponiendose a los intentos del Sol para superarla y terminará con su "vida".

Todas las estrellas cumplen en cualquier punto de su interior, la condición del "equilibrio hidrostático", que viene a significar que la diferencia de presiones que experimenta cualquier capa debe equilibrarse por la atracción gravitacional de todas las capas mas profundas.

En astrofísica las condiciones internas del Sol se estudian para el denominado "sol homogéneo" que es la esfera solar, pero con la mitad del radio, porque en esa esfera se supone una cierta homogeneidad en la distribucion de las masas y por tanto de densidades, presiones y gravedad. Solo admitiendo este razonamiento se puede calcular la temperatura, presion y densidad del interiior del Sol.

Y encuanto al principio de exclusión, que citas, no te fies mucho, porque para muestra ahí tienes las estrellas de neutrones. Las extremas condiciones que se dan en el Universo pueden jugar malas pasadas a Pauli.

A los planetas gaseosos le viene a suceder algo por el estilo, no podemos ver la atmosfera mas diluida porque apenas refleja luz, y la que refleja, ademas es la mas energética (UV, que no es visible) y por si no fuera bastante, los medios poco densos (como las capas externas de las atmosferas) esparcen la luz lateralmente, cosa que podemos comprobar con nuestra atmosfera que esparce laterlamente los rayos mas energéticos, dando el color azul al cielo.

Si te interesa el razonamiento matematico (muy sencillo) de lo expuesto, y que no tiene nada que ver con el que supones, intentaría subir un archivo en word, porque no es cosa de ponerlas aqui.