TAREA No 7 ACTIVIDAD SOLAR 1.Cuál es el origen de las

TAREA No 7 ACTIVIDAD SOLAR
1.Cuál es el origen de las manchas solares?
2.qué sale de ellas?
3.por qué es importante tecnológicamente monitorearlas permanentemente?
4.en qué fechas recientes se presentaron estos fenómenos?
5.dónde se encuentra información sobre la actividad solar?
6.qué fecha histórica la actividad solar afectó nuestro planeta?
7.Diseñe un cuadro para su monitoreo diario
8.Calcule a qué distancia de la Tierra un satélite experimenta igual fuerza gravitacional
hacia la Tierra y hacia el Sol. Cómo se llama este punto?
9.Qué es el viento solar?
10. Cuál es una velocidad típica del viento solar?
11. Qué sabe del satélite ACE?
RESPUESTAS:
MANCHAS SOLARES
La actividad del Sol que da origen a las manchas solares se estudia mediante la
determinación del llamado Número de Wolf, un parámetro con el que se mide la
intensidad tanto diaria como mensual y anual.
El proceso de evolución de una mancha comienza en la misma granulación solar. La
retícula celular va abriéndose formando un punto más oscuro denominado poro; su vida
puede ser inferior a la hora o a unas pocas horas, para acabar desvaneciéndose de
nuevo. Por el contrario, puede evolucionar aumentando su tamaño, en cuyo caso se lo
considera ya con propiedad una mancha.
Habitualmente las manchas aparecen en zonas de manifiesta
actividad: en ellas se observan fáculas, gases más brillantes de
origen cromosférico que cubren extensas áreas. Cuando en
estas zonas activas surgen poros, raras veces lo hacen
aisladamente, por lo que las manchas serán varias y agrupadas.
La intervención de fuertes campos magnéticos otorga una
estructura bipolar a los grupos de manchas, de modo que cada uno de ellos suele tener
dos núcleos principales orientados paralelamente al ecuador solar.
En el cuadro se esquematizan las formas y proporciones que adoptan los grupos de
manchas y la designación otorgada a los diferentes tipos que va en sentido evolutivo.
Clasificación de las Manchas Solares
A
B
C
D
E
Poro o grupo de pequeños poros. Sin penumbra. Concentrados en 2 o 3 grados
cuadrados.
Grupo mayor de poros, o poros en formación bipolar. Alineados generalmente en
dirección este-oeste. En casos muy particulares algunos de estos poros pueden
poseer un rudimento de penumbra.
Mancha pequeña o mediana con penumbra en formación bipolar con un grupo de
poros.
Dos o tres manchas (con penumbra) en formación bipolar con poros intermedios.
Grupo grande bipolar de estructura complicada, con irregulares penumbras y
generalmente con gran número de poros intermedios. Dimensión en longitud no
inferior a 10º.
F Fase de máximo desarrollo del grupo. Manchas muy extensas en compleja
estructura. En el caso de grandes sombras, generalmente surcadas por puentes
brillantes en forma de arcos en constante evolución. Numerosos poros. Longitud del
grupo no inferior a 15º.
G Principio de decadencia. Grupo bipolar grande con penumbras redondeadas.
Eventuales poros intermedios. Prácticamente sin manchas intermedias entre las
principales. En fases más avanzadas del desarrollo, una gran mancha con poros en
formación bipolar. Dimensión máxima, 10º.
H Mancha unipolar con penumbra, a veces grupo compacto de ellas por subdivisión de
la principal, con algunos poros en su proximidad. Diámetro superior a 2,5º.
I
Mancha unipolar con penumbra de forma regular, o pequeña mancha en proceso de
(J) disolución.
Esto no significa, sin embargo que una mancha deba seguir todo el proceso. Por ejemplo,
un poro, al agrandarse, puede convertirse en una mancha tipo A. Al cabo de unas horas,
si han surgido en la zona otras pequeñas manchas, será un grupo tipo B con una
marcada orientación bipolar. A medida que una mancha del grupo aumenta de tamaño,
con la aparición de penumbra en su entorno –corrientes de gases de temperatura
intermedia entre el núcleo y las zonas circundantes- pasa a ser de tipo C, y después, en
formación bipolar, tipo D. Sucesivamente puede pasar por los estadios siguientes hasta
desvanecerse en el tipo I (a veces hay quien sustituye la I por una J). Pero un grupo de
manchas, después de ser B puede disminuir para volver a ser A y desvanecerse. O puede
llegar a C o a D y seguir luego por H, I, regresar a A y desvanecerse.
Los grandes grupos E y F sólo se forman en época de máxima actividad dentro del ciclo
de once años. En tales fechas suelen contarse simultáneamente algunas decenas de
grupos con varios centenares de manchas. En épocas de mínima actividad pueden
incluso transcurrir algunas semanas o meses sin que en el Sol se vea ninguna mancha.
La duración media de una mancha va desde unos pocos minutos, para los poros, hasta
varios meses, cuando evoluciona hasta los grandes grupos F
La Medida de la Actividad de Manchas Solares.
El nivel de la actividad de manchas solares se indica mediante el numero relativo de
manchas solares de Zurich(o de Wolf), R que sedefine arbitrariamente como R=k(f+10G),
donde f es el numero total de manchas, G es el numero de grupos y k es un factor que
depende de la idiosincrasia del observador y de su telescopio.
Manchas Solares y Rotación del Sol.
El Sol gira alrededor de su eje pero, a diferencia de un cuerpo sólido, partes distintas de
la superficie rotan con periodos de tiempo distintos. El periodo medio de rotación del Sol (
o por lo menos, de su superficie ) es de 25.380 días. Sin embargo, desde la Tierra parece
girar más lentamente, porque la Tierra se mueve alrededor del Sol en la misma dirección
que el Sol gira alrededor de su eje; el periodo medio de rotación aparente (conocido como
“periodo sinódico”) es de 27.275 días.
El primer método utilizado para deducir el periodo de rotación solar fue el movimiento de
las manchas solares sobre el disco del Sol. Las observaciones realizadas en días
sucesivos revelan que las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible,
desplazándose continuamente de Este a Oeste (visto en el cielo, desde el limbo oriental
del Sol hasta el occidental) al ser transportadas por la rotación solar. Los caminos
aparentes seguidos por las manchas solares sobre el disco varían a lo largo del año a
causa de la inclinación del ecuador solar respecto de la eclíptica de unos 7º a 25º.
La posición de las manchas solares sobre la fotosfera se especifica dando su latitud
ylongitud heliograficas. Son coordenadas esencialmente similares a la latitud y longitud
sobre la Tierra. La latitud heliografica se mide hacia el Norte o hacia el Sur desde el
ecuador solar (toma valores de 0º a +- 90º), mientras que la longitud heliografica se mide
a lo largo o paralelamente al ecuador solar desde un meridiano de referencia (un circulo
imaginario perpendicular al ecuador y que pasa por los polos del Sol). Este meridiano se
define como el que cruzo el centro del disco visible el 1º de enero de 1854 a las 12h 00m
T.U. y se supone que ha girado desde entonces con un periodo uniforme de 25,38 días. El
sistema fue propuesto por Richard Carrington y no esta relacionado con ninguna
característica especifica del disco solar, a diferencia de la longitud terrestre, que se mide
con referencia al meridiano que pasa por Greenwich. Al contrario, la longitud heliografica
esta basada en un meridiano imaginario que gira alrededor del centro del Sol al ritmo que
Carrington asigno a la rotación media del Sol.
Alrededor de los días 6 de Junio y 6 de Diciembre de cada año el ecuador heliografito se
ve de lado desde la Tierra y las manchas solares siguen trayectorias rectas sobre el disco.
Los demás días del año las manchas solares siguen trayectorias ligeramente curvadas
que dependen de que polo del Sol este inclinado hacia la Tierra. Alrededor del 7 de Marzo
el polo Sur heliografito esta inclinado al máximo hacia la Tierra y el ecuador solar pasa a
7º,25 al Norte del centro del disco visible; alrededor del 8 de Septiembre el polo Norte esta
inclinado al máximo hacia la Tierra y el ecuador solar pasa a 7º,25 al Sur del centro. El
ángulo entre el eje Norte-Sur del Sol y la verdadera dirección Norte-Sur del cielo varia a lo
largo del año a causa de la inclinación del eje solar y de la inclinación de la eclíptica
respecto al ecuador celeste.
Además, el movimiento de las manchas solares a distintas latitudes heliograficas pone de
manifiesto la “rotación diferencial” del Sol; la fotosfera gira a velocidades distintas según la
latitud, con unos periodos de rotación que van desde unos 25 días en el ecuador hasta
unos 27 días a latitudes de mas o menos 30º, a latitudes mas altas se encuentran
periodos aun mas largos. Puesto que para latitudes mas altas de 40º raramente se
encuentran manchas solares, los periodos de rotación de las regiones de latitud alta son
más difíciles de determinar.
Sin embargo, puede deducirse también la velocidad de rotación de la fotosfera a partir del
efecto Doppler de las longitudes de onda de las rayas espectrales que se originan en los
limbos que se acercan o alejan a latitudes distintas. La luz del limbo que se acerca estará
corrida hacia el azul, mientras que la luz del limbo que se aleja lo estará hacia el rojo.
Midiendo el corrimiento Doppler de esta forma se ha visto que el periodo de rotación varía
desde 26 días en el ecuador hasta 37 días en los polos. Parece que las manchas solares
giran más deprisa que el fondo fotosferico general en un 4 o 5%. Estos periodos de
rotación son sidéreos, periodos de rotación verdaderos respecto al fondo de estrellas.
Puesto que la Tierra gira alrededor del Sol en la misma dirección que el Sol alrededor de
su eje, las velocidades de rotación aparentes son más lentas; los periodos aparentes o
sinódicos van desde 28 días en el ecuador hasta 41 días en los polos.
VIENTO SOLAR
El viento solar es el plasma caliente que se expande en todas direcciones desde la
corona a velocidades comprendidas entre 300 hasta 1000 km/s durante sucesos
transitorios. Dos regímenes pueden ser distinguidos en el viento solar regular; viento
solar rápido emanando desde los agujeros coronales a una velocidad de hasta 800 km/s,
y el viento solar lento desde otras regiones de la corona (especialmente desde las
grandes estructuras llamadas corrientes coronales, famosas por las fotografías de
eclipses) con una velocidad de hasta 400 km/s. Como la corona, el viento solar está
formado principalmente por partículas cargadas: protones, electrones, y una pequeña
cantidad de He ionizado (5%) y trazas de iones de elementos más pesados. El dibujo
esquemático muestra algunas características que pueden se observadas en imágenes
coronográficas o durante eclipses: corrientes de gran escala, que contribuyen al viento
solar neutro, y agujeros coronales, desde los cuales emana el viento solar rápido. La
corona es también un medio dinámico a escalas más pequeñas, con chorros de plasma,
ondas de choque y perturbaciones del campo magnético llamadas ondas de Alfven. Estas
estructuras y perturbaciones dan forma al medio interplanetario, y contribuyen a su
dinámica.
El viento solar transporta el campo magnético solar a través del sistema solar. Mientras
que cerca del Sol el campo magnético es suficientemente fuerte para retener el plasma y
dar forma a la corona, a alguna distancia sobre la superficie solar el plasma caliente
domina al campo magnético, y arrastra las líneas de campo magnético. La figura
esquemática superpuesta a una imagen de SOHO de la corona en 1996, muestra las
líneas de campo las cuales, comenzando a cierta distancia, se alinea con el viento solar,
el cual aquí se asume como puramente radial. El plano ecuatorial separa regiones de
campo magnético con orientaciones opuestas. Este cambio repentino en el campo
magnético implica la existencia de una corriente eléctrica. La estrecha capa entre los
campos de polaridad opuesta se denomina lámina de corriente heliosférica. En realidad
no es una estructura plana y simple, porque la corona no es simétrica.
Las líneas de campo que se extienden por el medio interplanetario permanecen
conectadas con el Sol, y rotan con él. El viento solar radial que emana del Sol se parece
al agua que sale de un aspersor en un jardín - la trayectoria de las gotas de agua está
curvada por la rotación del aspersor. Un observador sobre el Sol siguiendo una parcela
del del viento solar vería justo lo mismo. Y el campo magnético está alineado con esta
trayectoria, Esta es la razón de porqué las lineas magnéticas en el medio interplanetario
están curvadas. Cuando las miramos desde un punto sobre el polo norte solar, tienen la
forma de una espiral de Arquímedes, la cual es también llamada espiral de Parker,
después de que Eugene Parker desarrollara en 1958 el primer modelo hidrodinámico del
viento solar y el campo magnético que transporta. Como se ve en la figura, la línea de
campo magnético a lo largo de la espiral de Parker conecta a la Tierra con un punto hacia
la derecha del centro del disco solar, en el hemisferio oeste solar.
Cuando las partículas cargadas son aceleradas en el Sol y eyectadas a grandes energías
hacia el medio interplanetario, deben viajar a lo largo del campo magnético. Si éste es
descrito por la espiral de Parker, esperaríamos detectar partículas en la Tierra cuando la
aceleración ocurre en el hemisferio oeste solar. Observaciones realizadas con monitores
de neutrones confirman este punto desde un punto de vista estadístico: el histograma de
la derecha muestra la distribución en longitud sobre el Sol (longitud heliográfica) de las
fulguraciones asociadas con sucesos de partículas. La distribución es máxima en el rango
de 30º-60º longitud oeste, como se esperaría con sucesos de partículas que se propagan
a lo largo de la espiral de Parker. Sin embargo, existen notables excepciones, tales como
partículas energéticas llegando desde el hemisferio este solar o asociadas con el cara
oculta del Sol. La espiral de Parker aporta un modelo simple para un campo medio, pero
no necesariamente la verdadera configuración de cada suceso particular.
Parámetros del viento solar medidas por naves espaciales cerca de la Tierra
Viento rápido
Viento lento
Velocidad
500-800 km/s
250-400 km/s
6
-3
Densidad
3x10 m
10x106 m-3
Temperatura de protón
2x105 K
4x104 K
Temperatura de electrón
1.2x105 K
1.5x105 K
Campo magnético
2-10 nT
2-10 nT


Unidad de intensidad de campo magnético: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup]
Tesla
Las temperaturas de protones y electrones son diferentes, como es característicos
en gases de baja densidad (esto también ocurre en el tubo de neón)
ACE
Advanced Composition Explorer (ACE) es un satélite de la NASA cuyo objetivo
primordial es comparar y determinar la composición elemental e isotópica de distintos
tipos de materia, entre los que se incluyen el viento solar, el medio interestelar y otra
materia de origen galáctico. Con una masa de 596 kg, fue lanzado el 25 de agosto de
1997 a bordo de un Delta II y actualmente esta operando en las cercanías del Punto de
LaGrange L1, situado entre el Sol y la Tierra, a una distancia de unos 1,5 millones de
kilómetros de esta última.