EL PERÍODO DE ROTACIÓN DEL SOL

PRÁCTICAS DE FÍSICA DEL COSMOS. Dpto. Astrofísica (ULL)
El periodo de rotación del Sol
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EL PERÍODO DE ROTACIÓN DEL SOL
Jose Manuel Almenara Villa
Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez
Teodoro Roca Cortés
1. Introducción y objetivo de la práctica
Los primeros registros de observaciones de manchas solares se remontan a
principios del siglo XVII, cuando Galileo, Fabricius y Scheiner (hay disputas sobre
quién fue el primero) descubrieron unas pequeñas manchas oscuras cuya posición y
forma variaban de un día al siguiente. Este movimiento aparente de las manchas no es
más que una consecuencia de la rotación del Sol, uno de los principales factores que
afectan a otros fenómenos característicos de nuestra estrella, como las consecuencias de
la actividad magnética solar y su conocido ciclo de 11 años. De hecho, en el libro “Rosa
Ursina” escrito en 1630 por C. Scheiner se revela la velocidad de rotación solar
utilizando el movimiento aparente de las manchas solares. No obstante, no fue hasta
mitad del siglo XIX cuando Ch. Carrington estudió concienzudamente la rotación solar
y se dio cuenta de que no giraba como un sólido rígido, haciéndolo más aprisa en el
ecuador que a latitudes altas (véase Fundamental Astronomy, pág. 253).
El objetivo de esta práctica es medir el período de rotación del Sol a partir del
análisis de la posición de sus manchas a lo largo del tiempo. Podríamos hacerlo en el
telescopio del Dpto. de Astrofísica situado en la terraza-tejado del edificio de la
Facultad de Física y Matemáticas, pero como quiera que estamos empezando a salir del
mínimo del ciclo de actividad solar hay muy pocas manchas sobre el Sol; por ello,
utilizaremos el software astronómico CLEA para tener una buena secuencia de
imágenes del disco solar a lo largo de un intervalo de días apropiado tomado durante
una época de alta actividad solar.
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El periodo de rotación del Sol
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2. Desarrollo práctico paso a paso
a) Vayan al ftp del proyecto CLEA y descárguense el programa
(ftp://io.cc.gettysburg.edu/pub/clea_products/pc/SolarRtn.exe). Instálenlo; tendrán
entonces un ejecutable llamado Solar Rotation, en el que deberán registrarse (File
Login) utilizando un nombre cualquiera. Ya pueden empezar: Run.
b) Carguen las imágenes que van a emplear para esta práctica: File Image
Database Image Directory Load.
c) Seleccionen el fichero alist. A continuación seleccionen todas las imágenes que
aparecen en Image Database Directory y, pinchando con el botón derecho, denle
a Load.
d) En Loaded Image List pueden seleccionar las imágenes individuales para
visualizarlas o hacer una animación con todas las imágenes de la lista
(Animation On). Con ayuda de esta animación elijan las manchas (un mínimo
de cinco, a distintas latitudes) que van a utilizar para la práctica; tengan en
cuenta que deben elegir manchas que sean visibles en varias imágenes para
poder medir bien su movimiento a lo largo del tiempo.
e) Una vez elegidas sus manchas seleccionen la primera imagen de la lista y midan
la posición de todas las manchas elegidas:
Medición de la posición de una mancha
Pinchen con el botón izquierdo sobre la mancha elegida y corrijan la posición
con las barras laterales de la ventana de magnificación (Locate Centroid) para
centrarla lo mejor posible. En la ventana Sunspot Measurement Data, donde
aparecen las medidas de la longitud y latitud de tu mancha, den un nombre
identificador (Spot ID – cada mancha ha de tener su nombre para luego identificarla
en la tabla final de medidas). Graben sus medidas con Record.
f) Una vez tienen las medidas de todas las manchas para todas las imágenes File
Measurement Data View/Edit. Podrán ver entonces, para cada mancha, los
datos necesarios para la práctica: día Juliano, longitud y latitud.
g) List Save Data. Elijan el formato que les interese para guardar los datos y
abrirlos con cualquier otro programa (por ejemplo, Microsoft Excel).
h) Representen, para cada mancha, la longitud frente al tiempo el días. Ajusten sus
datos mediante el método de los mínimos cuadrados y apunten el valor de la
pendiente. Calculen además la latitud media de cada mancha.
i) La pendiente del ajuste anterior (m) indica cuánto se mueve la mancha en
grados por día. Suponiendo que la mancha no tiene movimiento propio pueden
derivar de aquí el período de rotación del Sol en días (S). S, el período calculado
con observaciones desde la Tierra, es el denominado período sinódico de
rotación. Pueden derivar el período sidéreo P (referido a las estrellas fijas)
haciendo: P-1 = S-1 + T-1 , donde T es el período orbital de la Tierra.
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3. Cuestiones
En el informe deberán incluir los siguientes puntos:
i) En una única gráfica longitud (grados) vs. tiempo (días) muestren todos los datos
y los ajustes para cada mancha.
ii) ¿Qué diferencias hay entre el período sinódico y el período sidéreo del Sol? ¿A
qué son debidas? Podrían explicar la fórmula utilizada en 2.i)
iii) Hagan una tabla con el nombre que le han dado a sus manchas, la latitud media,
la pendiente del ajuste, el período sinódico y el período sidéreo.
iv) Comparen los períodos de rotación solar que se obtienen utilizando las distintas
manchas. Las diferencias: ¿son significativas? Dibuja en una gráfica la
velocidad de rotación encontrada en cada mancha frente al valor absoluto de la
latitud media de la misma y coméntala. ¿Qué nombre recibe este fenómeno?
v) En regiones de altas latitudes del Sol (> 45 grados) no suelen aparecer
manchas… ¿cómo se mide la rotación en estas regiones? ¿En qué rangos de
latitudes podemos encontrar manchas solares y cuándo?
vi) El trabajo deberá ir acompañado de una breve introducción sobre las manchas y
la rotación del Sol.
4. Bibliografía
Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M. y Donner, K. J.,
Astronomy, Springer, 2003
Fundamental