Antares - Observatorio Virtual

Antares - Observatorio Virtual - P2 : Observaciones solares
ANTARES
OBSERVATORIO VIRTUAL
PRÁCTICA 2:
OBSERVACIONES SOLARES
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Objetivos
●
Material
●
Advertencia previa: peligros de la observación del Sol
●
La fotosfera solar
●
Observación visual del Sol
●
Cálculo del número de Wolf
●
Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de Zurich
●
Determinación de las dimensiones de una mancha solar
●
Posibles proyectos observacionales
Objetivos
En esta práctica se simula una observación visual del Sol. Será posible observar detalles
sobre la superficie visible del Sol (la fotosfera) como las manchas, fáculas y la granulación
solar. Se determinará el nivel de actividad del Sol, así como el tamaño de algunas de las
manchas.
Material
La observación del Sol se lleva a cabo con una de las torres solares profesionales más
grandes del mundo. En el interior de la torre solar, se forma una imagen del Sol de gran
tamaño en la que podemos realizar medidas de precisión. Con ayuda de la consola se
llevan a cabo todas las medidas necesarias.
Advertencia previa:Peligros de la observación del Sol
La observación solar puede ser una actividad peligrosa si no se toman las debidas
precauciones. La intensidad luminosa del Sol es tan elevada que cualquier instrumento
óptico apuntado directamente al Sol es capaz de quemar el detector, incluido el ojo de un
observador. Aunque en nuestro observatorio virtual esta peligrosidad se ha obviado, es
necesario no olvidarse de ello si decidimos llevar a cabo alguna observación real.
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PRÁCTICA 2:
OBSERVACIONES SOLARES
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Objetivos
●
Material
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Advertencia previa: peligros de la observación del Sol
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La fotosfera solar
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Observación visual del Sol
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Cálculo del número de Wolf
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Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de Zurich
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Determinación de las dimensiones de una mancha solar
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Posibles proyectos observacionales
La fotosfera solar
El Sol es uno de los cientos de miles de millones de estrellas que forman nuestra galaxia.
Se trata de una estrella normal, mucho más pequeña y menos luminosa que otras estrellas
gigantes como Betelgeuse o Antares. A pesar de su pequeño papel en el universo, el Sol es
fundamental para la existencia de la vida en la Tierra. Desde el punto de vista astronómico
se trata de la única estrella lo suficientemente cerca de nosotros como para que podamos
estudiarla con detalle. Se nos presenta como una esfera de gas muy caliente. En el núcleo
la densidad y la temperatura son lo suficientemente altas como para que se produzcan
reacciones nucleares de fusión de manera espontánea. El Sol obtiene su energía de la
fusión de hidrógeno en helio.Puesto que todo el Sol es gaseoso, no se puede hablar con
propiedad de una superficie del Sol. Sin embargo, prácticamente toda la luz visible que
emite está producida en una estrecha capa llamada fotosfera. Los principales detalles que
pueden observarse en la fotosfera son:
●
Oscurecimiento del limbo. Es un efecto facilmente apreciable que es debido a que la
luminosidad de la fotosfera disminuye según nos acercamos al limbo por un efecto
de perspectiva que hace que veamos en esa dirección zonas más frías de la
superficie solar.
●
Manchas solares. Son zonas en las que la temperatura es un poco más baja que en el
resto de la superficie solar, y por tanto aparecen un poco más oscuras que el resto.
Según su tamaño y complejidad se las clasifica en poros (pequeña mancha puntual)
y manchas (con una zona central más oscura llamada umbra, y otra mas clara
alrededor llamada penumbra).
●
Fáculas. Pequeñas zonas irregulares más brillantes que el resto de la fotosfera. Son
indicativas de zonas de actividad. Se observan mejor en el limbo, ya que allí hay un
mayor contraste de luminosidad.
●
Granulación. Estructura granular de la superfice solar, debida a la zona convectiva
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situada justo debajo de la fotosfera.
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PRÁCTICA 2:
OBSERVACIONES SOLARES
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Objetivos
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Material
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Advertencia previa: peligros de la observación del Sol
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La fotosfera solar
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Observación visual del Sol
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Cálculo del número de Wolf
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Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de Zurich
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Determinación de las dimensiones de una mancha solar
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Posibles proyectos observacionales
Observación visual del Sol
Dirijámonos a la torre solar de nuestro observatorio virtual para llevar a cabo una
observación detallada de la superficie del Sol. Una vez que hemos seleccionado el proyecto
de investigación titulado "observaciones solares" se nos dará paso a la imagen
panorámica del observatorio virtual. Al fondo a la derecha se encuentra la torre solar.
Aunque pulsemos cualquiera de los otros telescopios, sla observación del Sol es tan
especial que sólo podemos llevarla a cabo en la torre diseñada para ello. Allí se encuentra
el celostato que vemos en la siguiente imagen. Es un dispositivo que se encarga de seguir
el Sol a lo largo del día y enviar su imagen al fondo de un largo tubo. Al final de este tubo
se nos forma una imagen de gran tamaño del Sol. Sobre ella colocaremos nuestros
instrumentos y llevaremos a cabo las mediciones.
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rato la consola de adquisición y medida. Se trata de un modelo muy similar al de otros
telescopios. En general todos los observatorios del mundo procuran que sus telescopios
ofrezcan al usuario una interfaz parecida, pues esto hace que el astrónomo se familiarize
con los instrumentos. Tras abrir la cúpula tenemos una primera imagen del disco del Sol
muy parecida a la figura más abajo.
Una vez activado el seguimiento, recorramos lentamente la superficie de la fotosfera y
podremos apreciar varios detalles. A primera vista apreciamos el disco como de un color
anaranjado que no es otra cosa que la combinación de filtros que estamos utilizando. Ya
nos llama la atención el oscurecimiento hacia el limbo. Fácil de apreciar. Sobre el
oscurecimiento general según nos alejamos del centro, tanto en el Este como en el Oeste y
en las cercanías de los grupos de manchas podemos apreciar zonas de la superficie más
brillantes. Son Fáculas.
Seguro que lo que más nos ha llamado la atención desde el primer momento son las
manchas solares. Dado que el Sol está actualmente en un período de máxima actividad, es
muy frecuente observar varias manchas todos los días. Se aprecia muy bien la umbra y la
penumbra, así como la granulación en las zonas adyacentes. Este último fenómeno es aún
más sencillo de apreciar en modo adquisición.
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OBSERVACIONES SOLARES
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Objetivos
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Material
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Advertencia previa: peligros de la observación del Sol
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La fotosfera solar
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Cálculo del número de Wolf
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Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de Zurich
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Determinación de las dimensiones de una mancha solar
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Posibles proyectos observacionales
Cálculo del número de Wolf
El número de manchas visibles en la superficie del Sol nos da una idea de la actividad de
nuestra estrella en cada momento. De manera cuantitativa se utiliza el llamado número de
Wolf, introducido por este astrónomo en 1848 (para más detalles ver
http://web.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/SSN/ssn.html) y que se define como:
Donde G es el número de grupos de manchas solares. Un simple poro aislado también se
considera un grupo. F es el número total de manchas y poros. Tratemos de estimar el
númeo de Wolf correspondiente al día que estamos observando. Hay varios grupos y cada
uno de ellos contiene varias manchas así contemos con cuidado. Es interesante hacer la
estimación de W en compañía de otras personas para luego comparar resultados. Dado el
carácter impredecible de las manchas solares, una simple observación del número de Wolf
tiene un gran valor científico.
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Las diferentes estimaciones del número de Wolf se centralizan mundialmente en
determinados centros como el Sunspot Index Data Center
(http://www.oma.be/KSB-ORB/SIDC/index.html). El valor del número de Wolf obtenido cada
día del año está disponible en varios sitios de Internet, como por ejemplo la NASA (
http://www.sunspotcycle.com ). En la figura se han representado los números de Wolf
promedio mensuales durante los últimos años.
Una actividad muy educativa sería observar el Sol real mediante el telescopio y filtro
apropiados e ir apuntando el número de Wolf a lo largo del curso para ver luego su
variación con los meses. Es fácil encontrar tendencias generales después de un par de
meses de observación más o menos diaria.
Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de
Zurich
En 1938, M. Waldmeier diseñó un sistema para la clasificación de los grupos de manchas
solares. Este esquema es todavía utilizado por los observadores asiduos del Sol, de
manera que toda persona que envía su estimación del número de Wolf, lo suele acompañar
de la clasificación de los grupos según el esquema de Zurich.
En general, los grupos de manchas se clasifican en dos grandes grupos. Los unipolares
son una mancha aislada o un grupo compacto de las mismas. Los grupos bipolares son
estructuras elongadas consistentes en al menos dos manchas principales que están
orientadas más o menos en paralelo a la rotación solar. Un grupo aparece invariablemente
una estructura unipolar con una o varias manchas pequeñas sin penumbra. Este sería un
grupo de tipo A. Cuando un grupo de este aspecto muestra ya cierta polaridad, se le
clasifica como tipo B. Muchos grupos no evolucionan más allá de las fases A ó B, pero
puede ocurrir que alguna de las manchas principales desarrolle una penumbra. Estaríamos
en un grupo tipo C. Si el grupo desarrolla penumbras para varias manchas, deberíamos
clasificarlo como D. Un grupo tipo E es una estructura compleja y elongada con varias
manchas de penumbra bien desarrollada y pequeñas manchas en los alrededores. Los
grupos de mayor complejidad, de gran tamaño y con toda una serie de fenómenos de
puentes de luz, zonas oscuras etcétera, se conocen como tipo F. Pueden llegar a tener más
de cien componentes, llegando a ocupar hasta un sexto del disco solar. En nuestra imagen
solar se observan al menos cinco grupos y una gran mancha aislada. Examinémoslos con
detalle uno a uno, y hagamos una tabla como la aquí representada en el que para grupo
figure el número de manchas y tipo siguiendo el esquema de Zurich. La comparación con
otras personas es interesante.
Coordenadas X,Y grupo
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Número de manchas
Tipo
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36,154
8
Bipolar tipo D
184,180
5
Bipolar tipo C
280,156
4
Unipolar tipo C
272,200
9
Bipolar tipo E
260,198
...
...
188,246
...
...
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Objetivos
●
Material
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Advertencia previa: peligros de la observación del Sol
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La fotosfera solar
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Observación visual del Sol
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Cálculo del número de Wolf
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Clasificación de los grupos de manchas según el sistema de Zurich
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Determinación de las dimensiones de una mancha solar
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Posibles proyectos observacionales
Determinación de las dimensiones de una mancha solar
Una vez conocida la distancia de la Tierra al Sol en el momento de nuestra observación,
toda medida sobre la superfice del Sol puede transformarse de manera sencilla en
dimensiones físicas reales.
En el caso de nuestra torre solar y esta observación concreta, los treinta y dos minutos de
arco que corresponden al tamaño aparente del Sol están recogidos en una imagen con una
determinada cantidad de píxeles. Conocida la escala de segundos de arco por píxel de
nuestra imagen, podemos medir el tamaño de una cierta mancha o grupo de manchas y
convertir este tamaño en píxeles a tamaño en segundos de arco. En nuestra consola el
disco completo ocupa un total de 400 píxeles, por lo que cada píxel equivale a 4.8
segundos de arco.
Dado que el Sol tiene un diámetro de 1.4 millones de kilómetros, y la distancia media del
Sol a la Tierra es de 150 millones de kilómetros, un segundo de arco sobre la superficie
solar corresponde a unos 730 km. Estas estimaciones no tienen en cuenta la variación de la
distancia Tierra-Sol a lo largo del año ni el factor asociado a la inclinación con que
observamos la mancha en el disco solar. Sin embargo estos efectos son despreciables
para el nivel de precisión necesario aquí.
Con ayuda de nuestra consola, tomaremos una imagen detallada de uno de los grupos de
manchas visibles. Por ejemplo, la representada más abajo nor permitirá medir la mancha
centrada en coordenadas (188,246) pero cualquier otro valdría.
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Mediante la herramienta de medida comprobaremos que las manchas solares son
estructuras de unas dimensiones realmente grandes. Debemos tomar primero una imagen.
Para ello pulsamos en "medir" e integramos durante un corto intervalo de tiempo, por
ejemplo 20 segundos. Seleccionando "Distancia" y pulsando en ambos lados de la
penumbra de la mancha obtenemos un valor de 20 píxeles de longitud. Estos 20 píxeles
equivalen a unos 96 segundos de arco, lo que supone nada menos que 70000 (setenta mil)
kilómetros de tamaño.
Conocido el diámetro de la Tierra, es fácil estimar el número de veces que nuestro planeta
podría quedar contenido en esta mancha. ¿Cúal es el tamaño entonces de la gran mancha
situada en (288,156)?
Posibles proyectos observacionales
Si se realizaran observaciones como éstas durante varios días seguidos sería posible
calcular varios parámetros físicos relacionados con el Sol:
●
Período de rotación del Sol
●
Comprobar el que los grupos de manchas parecen siempre entre latitudes de 3 y 40
grados tanto norte como sur.
●
Comprobar el que a lo largo del ciclo de once años se produce una migración de las
manchas en latitud desde latitudes altas a bajas.
●
La relación de tamaños entre las zonas de umbra y de penumbra de las manchas
solares varía. Se piensa que este fenómeno podría estar relacionado con el que el
Sol se encuentre en un máximo o un mínimo de actividad. Sin embargo aún no hay
estudios concluyentes al respecto.
●
Observación de la cromosfera. Si a un telescopio real se le dota con un filtro
monocromático que deje pasar sólo la luz en alguna de las longitudes de onda de las
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líneas CaII H en 3968.47 A, CaII K en 3933.67 A y Ha en 6562.8 A tendríamos la
oportunidad de observar la cromosfera del Sol. Se trata de una capa más caliente
situada justo por encima de la fotosfera. Al observar en Ha por ejemplo se pueden
apreciar las protuberancias solares.
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