lunes, 7 de diciembre de 2009
La historia y mas sobre las manchas solares
De wikipedia
La historia
Las primeras referencias claras a las manchas solares fueron hechas por los astrónomos chinos en el 28 a. C., quienes probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central.
En 1610 los astrónomos Johannes y David Fabricius observaron manchas mediante telescopios. Este último publicó una descripción en junio de 1611. Por último Galileo había estado enseñando las manchas solares a astrónomos en Roma, y Christoph Scheiner había estado observando las manchas probablemente durante dos o tres meses. La disputa de la prioridad entre Galileo y Scheiner, ninguno de los cuales sabía del trabajo del Fabricius, fue así tan vana como amarga.
Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Demostraban que el Sol giraba y mostraban cambios en el Sol, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el Sistema heliocéntrico de Copérnico.
[editar] La evolución de una mancha solar
Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.
Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.
Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
[editar] Clasificación de las manchas
El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos sólo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.
[editar] Las manchas y la rotación solar
La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el Ecuador el periodo es de 25 días, a 40° de latitud es de 28 días y en los polos es aun mayor. A esto se conoce como rotación diferencial.
[editar] Variación de la actividad solar
400 años de actividad solar
Reconstrucción de 11 000 años de manchas solaresEl número de manchas solares ha sido medido desde 1700 y hay estimaciones de 11 000 años atrás. La tendencia reciente es ascendente desde 1900 a los años sesenta.
Heinrich Schwabe fue el primero que observó la variación cíclica del número de manchas solar entre 1826 y 1843 y llevó a Rudolf Wolf a hacer observaciones sistemáticas que comienzan en 1848. El retraso en reconocer esta periodicidad del Sol se debe al comportamiento muy raro del Sol durante el siglo XVII. El número de Wolf es una expresión que combina manchas individuales y grupos de manchas y que permite tabular la actividad solar.
Wolf también estudió el registro histórico en un esfuerzo por establecer una base de datos con las variaciones cíclicas del pasado. Estableció una base de datos del ciclo hasta 1700. A parte del ciclo de 11 años se ha comprobado la existencia de un ciclo de unos 80 años durante la mitad del cual el número de manchas es bastante superior a la otra mitad.
Wolf estableció una base de datos del ciclo hasta 1700, aunque la tecnología y técnicas para las observaciones solares cuidadosas estaban ya disponibles en 1610. Gustav Spörer pensó que la razón para que Wolf fuera incapaz en extender el ciclo era que había un período de 70 años entre 1640 y 1715 en el que raramente se observaron manchas solares. Los registros históricos de manchas solares indican que después de su descubrimiento en 1611 hubo dos máximos separados 30 años y luego la actividad declinó hasta un nivel muy bajo hacia 1640 y así se mantuvo hasta 1715, en que hemos recuperado el ciclo tal como lo conocemos.
No se pudo apreciar el significado de la ausencia porque tras el descubrimiento de las manchas solares hubo 34 años de actividad y luego 70 sin ella, ¿quién podía decir lo que era normal? La investigación sobre las manchas solares estaba inactiva durante los siglos XVII y principios del XVIII debido al Mínimo de Maunder durante el cual ninguna mancha solar fue visible; pero después de la reasunción de la actividad solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubrió cambio periódico undecenal en el número de manchas solar.
Edward Maunder en 1895 y 1922 realizó estudios cuidadosos para descubrir que el problema no era la falta de datos observacionales sino la ausencia real de manchas. Para ello agregó al cuadro la ausencia durante el mismo periodo de auroras polares ligadas siempre a los ciclos de actividad solar. Las auroras que son normales en las Islas Británicas y en Escandinavia desaparecieron durante los 70 años de inactividad de modo que al reaparecer en 1715 causaron admiración y consternación en Copenhague y Estocolmo.
Puesto que las manchas solares son más oscuras es natural asumir que más manchas solar signifiquen menos radiación solar. Sin embargo las áreas circundantes son más luminosas y el efecto global es que más manchas solar dan lugar a un sol más luminoso. La variación es pequeña (del orden del 0,1%) y sólo se estableció por medidas por satélite de la variación solar a partir de los años ochenta. Durante el Mínimo de Maunder hubo unos inviernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como lo demuestran los registros históricos. La Tierra pudo haber refrescado casi 1 K.
En 1920 Douglas hizo un trabajo pionero sobre la datación con los anillos de los árboles. Observó una tendencia general cíclica en la velocidad de crecimiento cada una o dos décadas. Al estudiar maderas de la segunda mitad del siglo XVII observó la ausencia de la periodicidad. Douglas leyó en 1922 el artículo de Maunder y le escribió para comunicarle su hallazgo.
Los anillos de los árboles demuestran este enfriamiento pues son más delgados durante los periodos fríos y muestran concentraciones anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono se produce a grandes alturas sobre la atmósfera terrestre, debido a la radiación cósmica procedente de la galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar el viento solar es más débil y hay un 10% más de 14C que cuando el Sol está activo. Se ha sugerido que algunas de las glaciaciones fueron el resultado de prolongados periodos de falta de actividad solar.
[editar] Evolución de las manchas en un ciclo: diagrama de mariposa
Diagrama de mariposa mostrando la ley de SpörerTodas las manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van desde los 5° a los 40°. La actividad solar ocurre en ciclos de aproximadamente once años. El punto de actividad solar más alta durante este ciclo es conocido como el máximo solar, y el punto de actividad más baja es el mínimo solar. Al principio de un ciclo, las manchas solares tienden aparecer en las latitudes más altas (unos 40°) y a medida que el ciclo se acerca el máximo aparecen manchas con mayor frecuencia y cada vez a menos latitud (cerca del ecuador), hasta que se alcanza el máximo. Mientras esto ocurre aparecen las primeras manchas del ciclo siguiente a una latitud de unos 40°. A esto se llama la ley de Spörer.
Hoy se sabe que hay varios períodos en el índice de la mancha solar (Número de Wolf) el más importante tiene 11 años de duración media. Este período también se observa en la mayoría de las otras expresiones de la actividad solar y se une profundamente a una variación en el campo magnético solar que cambia la polaridad con este período.
George Ellery Hale une los campos magnéticos y las manchas solares para dar una comprensión moderna de la aparición de las manchas solares. Hale sugirió que el período de ciclo de mancha solar es de 22 años, cubriendo dos inversiones del campo del dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propuso a un modelo cualitativo después para la dinámica de las capas exteriores solares. El Modelo Babcock explica la conducta descrita por la ley de Spörer, así como otros efectos, debido a campos magnéticos que se retuercen por la rotación del Sol.
[editar] Origen de las manchas solares
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera.
Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestres.
Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El Efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte/sur y de sur/norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años.
El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
[editar] La observación de las manchas por los aficionados
Un grupo grande de manchas solares en el año 2004; puede verse muy claramente el área gris alrededor de las manchas; también se puede ver la granulación de la superficie del SolLas manchas solares se observan fácilmente incluso con un telescopio pequeño mediante proyección. En algunas circunstancias (los ocasos) pueden observarse las manchas solares a simple vista.
Nota: los rayos solares pueden causar graves daños en los ojos (incluyendo ceguera permanente). Jamás se debe mirar directamente al Sol: puede causar un daño permanente en la retina, incluso antes de notar ningún daño. Lo mejor es proyectar la imagen del Sol sobre una pantalla. También es válido utilizar un filtro solar, pero tiene que ser un filtro de mylar que abarque todo el objetivo del telescopio y no sólo el filtro ocular pues estos últimos se calientan mucho y se pueden arruinar.
[editar] Relación de las manchas solares y fenómenos terrestres
Se han efectuado intentos de relacionar el ciclo de 11 años de las manchas solares con fenómenos cíclicos de la Tierra, como variaciones del clima, periodos de lluvia y sequía, variación en la longitud del día. Ya hemos visto una correlación clara entre el crecimiento de los anillos de los árboles y la actividad solar. Aparte de ésta, las pocas correlaciones de este tipo que son razonablemente fiables parecen deberse a ligeras variaciones del flujo de energía total emitido por el Sol y a las tremendas perturbaciones magnéticas que podrían afectar a la parte superior de nuestra atmósfera. Esto podría influir en el clima terrestre.
Más clara es su relación con el estado de la ionosfera. Ello puede ayudar a predecir las condiciones de propagación de la onda corta o las comunicaciones por satélite. Se puede por tanto hablar de un tiempo espacial.
[editar] Sucesos destacables
El 1 de septiembre de 1859 el Sol emitió una señal luminosa sumamente poderosa, que en la Tierra interrumpió el servicio telegráfico. La aurora boreal causada en nuestra atmósfera fue visible en lugares tan al sur como La Habana, Hawái, Roma y Madrid. Una actividad similar se percibió en el hemisferio sur.
La señal luminosa más poderosa observada por el instrumental de un satélite empezó el 4 de noviembre de 2003 a las 19:29 UTC, y saturó los instrumentos durante 11 minutos. La Región 486 parece haber producido un flujo de rayos X. Las observaciones holográficas y visuales indican actividad continuada en el Sol.
La historia
Las primeras referencias claras a las manchas solares fueron hechas por los astrónomos chinos en el 28 a. C., quienes probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central.
En 1610 los astrónomos Johannes y David Fabricius observaron manchas mediante telescopios. Este último publicó una descripción en junio de 1611. Por último Galileo había estado enseñando las manchas solares a astrónomos en Roma, y Christoph Scheiner había estado observando las manchas probablemente durante dos o tres meses. La disputa de la prioridad entre Galileo y Scheiner, ninguno de los cuales sabía del trabajo del Fabricius, fue así tan vana como amarga.
Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Demostraban que el Sol giraba y mostraban cambios en el Sol, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el Sistema heliocéntrico de Copérnico.
[editar] La evolución de una mancha solar
Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.
Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.
Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
[editar] Clasificación de las manchas
El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos sólo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.
[editar] Las manchas y la rotación solar
La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el Ecuador el periodo es de 25 días, a 40° de latitud es de 28 días y en los polos es aun mayor. A esto se conoce como rotación diferencial.
[editar] Variación de la actividad solar
400 años de actividad solar
Reconstrucción de 11 000 años de manchas solaresEl número de manchas solares ha sido medido desde 1700 y hay estimaciones de 11 000 años atrás. La tendencia reciente es ascendente desde 1900 a los años sesenta.
Heinrich Schwabe fue el primero que observó la variación cíclica del número de manchas solar entre 1826 y 1843 y llevó a Rudolf Wolf a hacer observaciones sistemáticas que comienzan en 1848. El retraso en reconocer esta periodicidad del Sol se debe al comportamiento muy raro del Sol durante el siglo XVII. El número de Wolf es una expresión que combina manchas individuales y grupos de manchas y que permite tabular la actividad solar.
Wolf también estudió el registro histórico en un esfuerzo por establecer una base de datos con las variaciones cíclicas del pasado. Estableció una base de datos del ciclo hasta 1700. A parte del ciclo de 11 años se ha comprobado la existencia de un ciclo de unos 80 años durante la mitad del cual el número de manchas es bastante superior a la otra mitad.
Wolf estableció una base de datos del ciclo hasta 1700, aunque la tecnología y técnicas para las observaciones solares cuidadosas estaban ya disponibles en 1610. Gustav Spörer pensó que la razón para que Wolf fuera incapaz en extender el ciclo era que había un período de 70 años entre 1640 y 1715 en el que raramente se observaron manchas solares. Los registros históricos de manchas solares indican que después de su descubrimiento en 1611 hubo dos máximos separados 30 años y luego la actividad declinó hasta un nivel muy bajo hacia 1640 y así se mantuvo hasta 1715, en que hemos recuperado el ciclo tal como lo conocemos.
No se pudo apreciar el significado de la ausencia porque tras el descubrimiento de las manchas solares hubo 34 años de actividad y luego 70 sin ella, ¿quién podía decir lo que era normal? La investigación sobre las manchas solares estaba inactiva durante los siglos XVII y principios del XVIII debido al Mínimo de Maunder durante el cual ninguna mancha solar fue visible; pero después de la reasunción de la actividad solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubrió cambio periódico undecenal en el número de manchas solar.
Edward Maunder en 1895 y 1922 realizó estudios cuidadosos para descubrir que el problema no era la falta de datos observacionales sino la ausencia real de manchas. Para ello agregó al cuadro la ausencia durante el mismo periodo de auroras polares ligadas siempre a los ciclos de actividad solar. Las auroras que son normales en las Islas Británicas y en Escandinavia desaparecieron durante los 70 años de inactividad de modo que al reaparecer en 1715 causaron admiración y consternación en Copenhague y Estocolmo.
Puesto que las manchas solares son más oscuras es natural asumir que más manchas solar signifiquen menos radiación solar. Sin embargo las áreas circundantes son más luminosas y el efecto global es que más manchas solar dan lugar a un sol más luminoso. La variación es pequeña (del orden del 0,1%) y sólo se estableció por medidas por satélite de la variación solar a partir de los años ochenta. Durante el Mínimo de Maunder hubo unos inviernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como lo demuestran los registros históricos. La Tierra pudo haber refrescado casi 1 K.
En 1920 Douglas hizo un trabajo pionero sobre la datación con los anillos de los árboles. Observó una tendencia general cíclica en la velocidad de crecimiento cada una o dos décadas. Al estudiar maderas de la segunda mitad del siglo XVII observó la ausencia de la periodicidad. Douglas leyó en 1922 el artículo de Maunder y le escribió para comunicarle su hallazgo.
Los anillos de los árboles demuestran este enfriamiento pues son más delgados durante los periodos fríos y muestran concentraciones anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono se produce a grandes alturas sobre la atmósfera terrestre, debido a la radiación cósmica procedente de la galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar el viento solar es más débil y hay un 10% más de 14C que cuando el Sol está activo. Se ha sugerido que algunas de las glaciaciones fueron el resultado de prolongados periodos de falta de actividad solar.
[editar] Evolución de las manchas en un ciclo: diagrama de mariposa
Diagrama de mariposa mostrando la ley de SpörerTodas las manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van desde los 5° a los 40°. La actividad solar ocurre en ciclos de aproximadamente once años. El punto de actividad solar más alta durante este ciclo es conocido como el máximo solar, y el punto de actividad más baja es el mínimo solar. Al principio de un ciclo, las manchas solares tienden aparecer en las latitudes más altas (unos 40°) y a medida que el ciclo se acerca el máximo aparecen manchas con mayor frecuencia y cada vez a menos latitud (cerca del ecuador), hasta que se alcanza el máximo. Mientras esto ocurre aparecen las primeras manchas del ciclo siguiente a una latitud de unos 40°. A esto se llama la ley de Spörer.
Hoy se sabe que hay varios períodos en el índice de la mancha solar (Número de Wolf) el más importante tiene 11 años de duración media. Este período también se observa en la mayoría de las otras expresiones de la actividad solar y se une profundamente a una variación en el campo magnético solar que cambia la polaridad con este período.
George Ellery Hale une los campos magnéticos y las manchas solares para dar una comprensión moderna de la aparición de las manchas solares. Hale sugirió que el período de ciclo de mancha solar es de 22 años, cubriendo dos inversiones del campo del dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propuso a un modelo cualitativo después para la dinámica de las capas exteriores solares. El Modelo Babcock explica la conducta descrita por la ley de Spörer, así como otros efectos, debido a campos magnéticos que se retuercen por la rotación del Sol.
[editar] Origen de las manchas solares
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera.
Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestres.
Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El Efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte/sur y de sur/norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años.
El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
[editar] La observación de las manchas por los aficionados
Un grupo grande de manchas solares en el año 2004; puede verse muy claramente el área gris alrededor de las manchas; también se puede ver la granulación de la superficie del SolLas manchas solares se observan fácilmente incluso con un telescopio pequeño mediante proyección. En algunas circunstancias (los ocasos) pueden observarse las manchas solares a simple vista.
Nota: los rayos solares pueden causar graves daños en los ojos (incluyendo ceguera permanente). Jamás se debe mirar directamente al Sol: puede causar un daño permanente en la retina, incluso antes de notar ningún daño. Lo mejor es proyectar la imagen del Sol sobre una pantalla. También es válido utilizar un filtro solar, pero tiene que ser un filtro de mylar que abarque todo el objetivo del telescopio y no sólo el filtro ocular pues estos últimos se calientan mucho y se pueden arruinar.
[editar] Relación de las manchas solares y fenómenos terrestres
Se han efectuado intentos de relacionar el ciclo de 11 años de las manchas solares con fenómenos cíclicos de la Tierra, como variaciones del clima, periodos de lluvia y sequía, variación en la longitud del día. Ya hemos visto una correlación clara entre el crecimiento de los anillos de los árboles y la actividad solar. Aparte de ésta, las pocas correlaciones de este tipo que son razonablemente fiables parecen deberse a ligeras variaciones del flujo de energía total emitido por el Sol y a las tremendas perturbaciones magnéticas que podrían afectar a la parte superior de nuestra atmósfera. Esto podría influir en el clima terrestre.
Más clara es su relación con el estado de la ionosfera. Ello puede ayudar a predecir las condiciones de propagación de la onda corta o las comunicaciones por satélite. Se puede por tanto hablar de un tiempo espacial.
[editar] Sucesos destacables
El 1 de septiembre de 1859 el Sol emitió una señal luminosa sumamente poderosa, que en la Tierra interrumpió el servicio telegráfico. La aurora boreal causada en nuestra atmósfera fue visible en lugares tan al sur como La Habana, Hawái, Roma y Madrid. Una actividad similar se percibió en el hemisferio sur.
La señal luminosa más poderosa observada por el instrumental de un satélite empezó el 4 de noviembre de 2003 a las 19:29 UTC, y saturó los instrumentos durante 11 minutos. La Región 486 parece haber producido un flujo de rayos X. Las observaciones holográficas y visuales indican actividad continuada en el Sol.
manchas solares
Mancha solar
De Wikipedia, la enciclopedia libre
Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE
Una mancha solar visible a simple vista y tomada sin ningún equipo especialUna mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más.
La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera.
Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ=5,67•10–8 W/m2K4; véase Constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera.
La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Contenido [ocultar]
1 La historia
2 La evolución de una mancha solar
3 Clasificación de las manchas
4 Las manchas y la rotación solar
5 Variación de la actividad solar
6 Evolución de las manchas en un ciclo: diagrama de mariposa
7 Origen de las manchas solares
8 La observación de las manchas por los aficionados
9 Relación de las manchas solares y fenómenos terrestres
9.1 Sucesos destacables
10 Enlaces externos
la supernova
Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-». Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba. La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión). Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años
miércoles, 2 de diciembre de 2009
UNA SONDA RECORRERÁ EL CIELO PARA
DETECTAR METEORITOS PELIGROSOS
Fuente: diario Clarín 29 de noviembre de 2009
La llegada del fin del mundo es una temática que en los últimos años cobró repentina vigencia. Una de las versiones más rendidoras hace referencia a un meteorito que impacta sobre la superficie terrestre.
Aunque las pruebas astronómicas lo descartan de plano, se habla de un astro llamado Nibiru o planeta X (nombre genérico para designar un objeto desconocido) que en 2012 llegar a la parte interior del Sistema Solar. Ya desde 1983 se decía que Nibiru había sido descubierto con el satélite infrarrojo IRAS. Veintiséis años después se mantiene como la evidencia más firme aunque las agencias espaciales ya desmintieron que pueda chocar contra la Tierra.
Lo cierto es que desde el 9 de diciembre, la NASA pondrá en circulación el WISE (Explorador de Reconocimiento de Gran Campo) desde la Base de la Fuerza Aérea Vandenberg, en los Estados Unidos, California.
Su misión será recorrer el cielo en longitudes de onda infrarroja, para dar caza a los “ninjas” del cosmos: objetos oscuros que merodean en las rendijas que se abren entre planetas y estrellas.
La luz infrarroja que no puede ser percibida por el ojo humano, es ideal para detectar cuerpos fríos, polvorientos o lejanos. Como las grandes nubes de polvo, estrellas enanas de color marrón y asteroides o meteoritos cercanos que podrían constituir una amenaza para nuestro planeta.
Las mediciones de WISE proveerán estimaciones más precisas de los tamaños, composiciones y servirán como cartas de navegación para misiones posteriores. Quienes se beneficiarán con los datos recogidos serán los telescopios espaciales Spitzer y Hubble, el Observatorio espacial Herschell (de la Agencia Espacial Europea) y los próximos observatorios aéreos Sofía y el telescopio espacial James Webb, de la NASA.
La intención es evitar sustos como el de este mes de noviembre cuando el programa Catalina Sky Survey identificó un cuerpo extraño, bautizado 2009 VA, quince horas antes de su arribo. Se trataba de un pequeño asteroide con un diámetro de unos 7 metros que pasó rozando la tierra a unos 14 mil kilómetros.
El verdadero inconveniente es que estos objetos se mueven tan rápido que, cuando son avistados, es prácticamente imposible determinar su trayectoria real y sus órbitas, además, son infinitas. Eso sin contar que la Tierra constituye un blanco factible.
Para reforzar la prevención, otra barrera en funcionamiento que coloca la agencia gubernamental estadounidense es el NEO (Programa de Objetos Cercanos a la Tierra), que funciona desde hace años. Se ocupa de hacer un listado de los cuerpos conocidos que representan un potencial riesgo de impacto y los califica, siguiendo la escala de Torino, con el objeto 0 (riesgo nulo) al 10 (peligro total).
PREGUNTAS AL AZAR
Es lo mismo universo que cosmos?
El primer hombre en llamar cosmos al universo fue Pitágoras ya que lo veía muy bello.
El significado de cosmos en griego es: buen aspecto.
Qué estudia un cosmólogo?
Los cosmólogos estudian la estructura y evolución del universo.
Qué estudian los astrónomos?
Los astrónomos estudian el movimiento y la luminosidad de los astros.
Qué estudian los astrofísicos?
Los astrofísicos estudian la composición química, temperatura y densidad de los astros.
Cómo está formado el universo?
El universo tiene un 4% de átomos. El 96% restante está compuesto por: un 23% de materia oscura y un 73% de energía oscura, que se piensa, sería la responsable de su expansión acelerada, detectada en 1998.
Es lo mismo universo que cosmos?
El primer hombre en llamar cosmos al universo fue Pitágoras ya que lo veía muy bello.
El significado de cosmos en griego es: buen aspecto.
Qué estudia un cosmólogo?
Los cosmólogos estudian la estructura y evolución del universo.
Qué estudian los astrónomos?
Los astrónomos estudian el movimiento y la luminosidad de los astros.
Qué estudian los astrofísicos?
Los astrofísicos estudian la composición química, temperatura y densidad de los astros.
Cómo está formado el universo?
El universo tiene un 4% de átomos. El 96% restante está compuesto por: un 23% de materia oscura y un 73% de energía oscura, que se piensa, sería la responsable de su expansión acelerada, detectada en 1998.
Detector de alienígenas…
Imprescindible para la cartera de la dama
y el bolsillo del caballero
fuente: víctor López
Entre tantos oportunistas, vendedores callejeros, melancólicos, fantasmas, paranoicos y fanáticos no falta quien invente cualquier cosa para colmar las expectativas de tanto loco suelto. Nunca se sabe que puede pasar con ciertos inventos, tal vez se conviertan en furor y se vendan como pan caliente.
Pero hay que estar atento, no todo invento raro es inútil. Algunos de los tantos que salen a la luz, son diríamos, imprescindibles.
Uno de los inventos más previsores y necesarios que existen es el detector de ovnis y alienígenas, inventado por una empresa japonesa (aunque también existe su versión norteamericana). Se trata de un sencillo dispositivo, que fácilmente se cuelga en el llavero, que posee un par de botones, algunas lucecitas y la imagen de un extraterrestre.
Su funcionamiento es simple. El dispositivo avisa si la persona que está hablando con uno, o si la que está muy cerca, es un ser proveniente de otro planeta o si es humano. Lo cual no deja de ser imprescindible cuando se conversa con algunas personas de aspecto extraño, de las cuales se suele sospechar que no parecen ser de este mundo. Incluso avisa de la presencia de alguna nave extraterrestre que esté volando cerca o estacionada a la vuelta de la esquina.
El invento es necesario para estos tiempos de inseguridad mundial. Todos saben que la humanidad está dominada por sociedades secretas que viven en las profundidades de la tierra, y que han establecido pactos con elementos extraterrestres que buscan conquistar la galaxia. Esta es una conspiración que data de miles de años y en la cual están involucrados personajes importantísimos como la familia Bush, los Rockefeller, la familia de Obama, la NASA, los estudios Warner, el New York Times, Walt Disney, Mickey Mouse, Tom Raider, José Sacristán, Almodóvar, el primo de Almodóvar, los herederos de Leonardo y, por supuesto, el gato Félix, entre muchísimos otros. Al menos eso dicen…
Eso si, como curiosidad, resulta que este detector tiene un inconveniente: confunde alienígenas con personas obesas. Esto puede resultar problemático si se ha encontrado con un extraterrestre pasado de peso.
Su costo? sólo 14 euros, lo que teniendo en cuenta la gran cantidad de beneficios que trae, seria necio no comprarlo. ¿O no?.
Los volcanes extraterrestres
fuente: víctor López
La exploración del Sistema Solar nos ha hecho cambiar la imagen que teníamos de los planetas conocidos y vecinos de nuestro sistema solar.
Hasta hace algunos años, y gracias a los descubrimientos realizados por los satélites Hubble, Casini, Voyager y Galileo, hemos sabido que algunos de esos planetas están vivos, que no son materia inerte y sin cambio alguno.
Después de descubrir que Marte tuvo volcanes, y de tomar imágenes de uno de los más espectaculares por sus dimensiones, El Monte Olimpo, se consiguió la prueba de que en el Planeta Rojo se dieron erupciones volcánicas.
El Planeta Mercurio, el más cercano al Sol, presenta en su capa externa, al igual que nuestro satélite La luna, numerosas cicatrices de cráteres. Pero estas cicatrices son todas ellas de impactos de los meteoritos que durante miles de millones de años han impactado en su superficie.
Júpiter, el quinto planeta de nuestro sistema, es gaseoso y su composición es 90% Hidrógeno, y 10% Helio. Entre sus detalles atmosféricos encontramos la Gran Mancha Roja, un enorme anticiclo situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur.
Por otra parte, este planeta tiene cuatro lunas mayores, IO, Europa, Ganímedes y Calisto. La mayor de todas, IO, es el cuerpo que mayor actividad volcánica presenta en todo el sistema solar conocido.
El Voyager 2 de la NASA, captó imágenes que mostraban una de las caras de la luna jupiteriana repleta de fenómenos volcánicos. Son unas imágenes que no dejan lugar a dudas, y nos demuestran que nuestro sistema solar sigue activo.
ELIGE EL DESTINO DEL HUBBLE
fuente: víctor López
¿Los concursos han llegado a la astronomía?
¿La NASA está tan pendiente del rating?
Alguien de la agencia espacial tuvo la “genialidad” de organizar un concurso (llamémosle así), denominado Tú Decides (You Decide), en el cual quien lo desee, puede entrar en este sitio y votar por el que prefiere que sea el próximo objetivo a fotografiar por el telescopio Hubble.
Como se sabe, este telescopio, el más famoso del mundo, es el que nos ha brindado las imágenes más importantes e impactantes del espacio en los últimos años. Imágenes que más allá de su belleza, pueden significar un paso enorme en la comprensión de los fenómenos más importantes del universo (y por qué no, colaborar en el diseño de alguno de estos aparatitos tan útiles como los celulares y los microondas que, según dicen en todas las webs de astronomía, se los debemos al estudio de las estrellas).
La elección del próximo objetivo del Hubble se puede hacer votando entre uno de los seis fenómenos astronómicos que se dan elegir. Fenómenos que tiene el atractivo-encanto de que jamás han sido observados en detalle, pero en la práctica, si bien hay cierta información, se trata de elegir en el sitio web la imagen de las estrellas que más nos guste.
El premio para el ganador del sorteo es una fotografía tomada por el Hubble del objetivo que eligieron.
Hay tiempo para votar hasta el 1 de marzo. Si visitan la página verán que se puede elegir entre una región de formación estelar, dos nebulosa planetarias, una galaxia espiral, y una galaxia de canto (que se ve de costado).
martes, 1 de diciembre de 2009
Primer mapa de los límites el Sistema Solar
POR PRIMERA VEZ, UN MAPA MUESTRA LOS LÍMITES
DEL SISTEMA SOLAR
Permite ver la unión entre ese sistema y el resto de nuestra galaxia,
Fuente: diario Clarín 1 de noviembre de 2009
Por primera vez,
La información enviada por el satélite, llamado “Interstellar Boundary Explorer” (IBEX) -en conjunto con los datos proporcionados por la sonda Cassini- permitió a los científicos determinar la posición exacta del Sistema Solar en la galaxia. El mapa fue elaborado con información recogida durante 6 meses. “Se trata de un satélite capaz de estudiar la región límite de nuestro Sistema Solar. Esa región conocida como heliósfera, es una zona en la cual el viento solar choca con las partículas del espacio interestelar. Otro ingrediente de esta burbuja remota es la interacción del campo magnético interno del Sistema Solar, con el campo magnético, general de la galaxia.
Gracias a ese fenómeno, el satélite puede estudiar la forma, dimensiones y estructura de la heliósfera sin moverse hasta allí”, explicó Roberto Venero, docente de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de
Lo que logró IBEX fue captar ese material que, como no solo se desplaza a enormes velocidades si no que no emite luz, no puede ser captado por los telescopios convencionales. “Por primera vez hemos sacado nuestra cabeza más allá de la atmósfera del sol y hemos comenzado a comprender el sitio que ocupamos en la galaxia”, señaló David McComas, científico del proyecto y vicepresidente de
El mapa muestra la región que separa los puntos más cercanos de la galaxia (conocidos como medio interestelar) de la heliósfera: “la heliósfera es de gran importancia, porque de alguna manera, esta blindando al Sistema Solar de la acción de los rayos cósmicos más energéticos, partículas de muy alta energía que se desplazan en el medio interestelar. Estas partículas podrían se nocivas si no fueran reflectadas por la heliósfera”, explicó Venero. Y habló de una puerta abierta hacia el futuro: “Las misiones tripuladas que se aventuren en los confines del Sistema Solar deberán tener cuidado ante estas partículas. Además, es importante saber las características de las “vecindades”. Es la avanzada para una exploración más allá de nuestro pequeño entorno planetario.
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