u.2.
Anuncio
ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC Módulo 4 Unidad didáctica 2: El Sol activo Fulguración solar file:///F|/antares/modulo4/m4_u200.html [12/3/2000 17.56.49] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 01 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.1. Introducción Hasta ahora hemos descrito la atmósfera del Sol como una estructura estacionaria. Sin embargo, hay una serie de fenómenos variables con el tiempo, que se superponen a la estructura básica solar. El Sol es una estrella activa, con episodios violentos y espectaculares como son, por ejemplo, las fulguraciones. La energía implicada en estos procesos es pequeña, comparada con la luminosidad solar, y por tanto no tiene efectos importantes en los modelos de evolución estelar a gran escala. Un centro de actividad solar es un fenómeno que varía lentamente y tiene una duración de semanas o meses. Se caracteriza por la formación de manchas y fáculas fotosféricas, playas, protuberancias y filamentos en la cromosfera, fulguraciones y chorros coronales. La aparición de los centros de actividad obedece a leyes de frecuencia, latitud y polaridad magnética que son característicos de los ciclos solares, cuya duración media es del orden de 11 años (22 años teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética). Aunque el ciclo solar en un fenómeno complejo y no totalmente explicado, se describe fácilmente a partir de las observaciones de las manchas. file:///F|/antares/modulo4/m4_u201.html [12/3/2000 17.56.50] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.2. Las manchas solares y el ciclo solar (1) ● Formación de las manchas solares ● Ciclo solar ● Modelo de la dínamo magnética ● Mínimo de Maunder Figura 4-2-1: Dibujo del Sol que muestra varios grupos de manchas. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202.html (1 de 5) [12/3/2000 17.56.51] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Constituyen la manifestación más evidente de los fenómenos de actividad solar, aparecen como zonas oscuras situadas en la fotosfera y pueden observarse a simple vista o proyectadas sobre una pantalla. Tienen dimensiones y formas muy variables con diámetros de 2 000 a más de 100 000 km (Figura 4-2-1). Puede distinguirse una parte más oscura, la umbra, situada en el interior de una región llamada penumbra, gris y con forma irregular. La existencia de las manchas había sido ya registrada por los astrónomos chinos y griegos. En el año 1611, Galileo Galilei y David Fabricius revelaron de nuevo su existencia, motivando una acusación de herejía contra el primero en el año 1633. Poco se pudo hacer para probar la tesis de Galileo, ya que, entre 1645 y 1715, las manchas fueron prácticamente inobservables debido a un comportamiento anómalo del Sol, que se conoce con el nombre de mínimo de Maunder, cuyas causas permanecen inexplicadas. Una mancha aparece, se desarrolla y deja de observarse en un tiempo que puede variar entre unas horas y varios meses. El estudio del espectro de las manchas, revela que son regiones frías, con temperaturas de 1 500 a 2 000 K inferiores a la fotosfera, donde la materia está animada de movimiento, y atravesada por las líneas de fuerza de un campo magnético. Formación de las manchas solares Figura 4-2-2: Las líneas de fuerza del campo magnético de una barra magnética o imán son las trayectorias que describen las limaduras de hierro. Para comprender la formación de las manchas solares hay que recurrir al campo magnético. Cuando colocamos limaduras de hierro cerca de una barra magnética (un imán), las limaduras de hierro muestran una trayectoria como la ilustrada en la Figura 4-2-2. La barra magnética o imán tiene un polo norte y un polo sur; el campo magnético liga estos dos polos por medio de las llamadas líneas de fuerza del campo magnético que son las trayectorias que siguen las limaduras de hierro en las proximidades del imán. El Sol, la Tierra y otros planetas tienen un campo magnético con muchas características en común con el de un imán. Se puede medir el campo magnético del Sol por un método espectroscópico, en presencia de un campo magnético ciertas líneas espectrales se descomponen en dos o tres componentes, desplazadas proporcionalmente a la intensidad del campo magnético, es el llamado efecto Zeeman. Estas medidas fueron realizadas por George E. Hale en 1908, demostrando que las manchas solares son regiones de gran intensidad del campo magnético, miles de veces más intenso que el campo magnético de la Tierra. El campo es vertical, de polaridad uniforme para cada mancha y hay tantas manchas de polaridad norte como sur. La intensidad del campo magnético puede ser de varios miles de gauss (el campo magnético de la Tierra varía entre 0.3 G en el ecuador y 0.7 G en los polos). Los astrónomos creen que las file:///F|/antares/modulo4/m4_u202.html (2 de 5) [12/3/2000 17.56.51] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - manchas son más frías que la fotosfera circundante debido al intenso campo magnético que bloquea o dirige en otra dirección el flujo convectivo de gas caliente que asciende hacia la superficie solar. Las manchas suelen aparecer a pares y cada uno de estos puede formar parte de un grupo mayor de manchas. En cada par, una mancha tiene polaridad típica de un polo norte magnético y la otra tendrá polaridad de un polo sur magnético. En un grupo la mancha guía, que precede al grupo, presenta una cierta polaridad magnética mientras que la situada al final del grupo tiene polaridad inversa. En cada hemisferio la polaridad es uniforme. Las manchas guías de un hemisferio tienen todas la misma polaridad, que es opuesta a la del otro hemisferio. Las manchas se desplazan sobre el disco debido a la rotación diferencial del Sol que se puede obtener estudiando este movimiento. El Sol no rota como un sólido rígido, las zonas ecuatoriales rotan más rápidamente que las polares. Una mancha cerca del ecuador tarda 25 días en dar una vuelta alrededor del Sol, a una latitud de 75 grados norte o sur del ecuador es de unos 33 días y en el polo puede ser de hasta 35 días. Ciclo solar Figura 4-2-3: Número anual de manchas. Claramente se observa una variación cíclica con un periodo de aproximadamente 11 años. Observaciones realizadas durante muchos años revelan que el número de manchas cambia de una forma periódica. Durante algunos años hay muchas manchas y en otros años casi ninguna, este fenómeno fue descubierto por el astrónomo alemán Heinrich Schwabe in 1843, el periodo de variación es de unos 11 años. Cuando hay más manchas es el máximo del ciclo (1970,1980, 1990) y cuando apenas hay manchas es el mínimo del ciclo. R. Wolf elaboró un indicador de la actividad solar diaria, basado en la relación R = k (10 g + f ), donde R es el número relativo de manchas o número de Wolf, g es el número de grupos, f el número de manchas y k un factor personal de normalización. Wolf estableció la duración del ciclo en 11 años, aun cuando se han encontrado ciclos más largos ( 13 años) y más cortos ( 9 años) Figura 4-2-3. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202.html (3 de 5) [12/3/2000 17.56.51] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC Figura 4-2-4: Diagrama de Maunder, representa para cada ciclo el área de la superficie cubierta por manchas en función de la latitud. Al principio del ciclo las manchas aparecen a altas latitudes, conforme el ciclo progresa las manchas se mueven hacia el ecuador. La localización de las manchas también varía de forma periódica en un ciclo, es decir, no se distribuyen al azar en el disco. Al principio del ciclo, justo después de un mínimo de manchas, estas empiezan a aparecer a latitudes altas, después comienzan a descender para situarse en el momento del máximo entre los 30º y 10º y al final del ciclo en las proximidades del ecuador. La representación para cada ciclo del área de la superficie manchada en función de la latitud, proporciona un diagrama en forma de mariposa, llamado diagrama de Maunder (Figura 4-2-4). Figura 4-2-5: Cambio de polaridad de las manchas con el ciclo solar. Gracias a esta propiedad se pueden distinguir fácilmente las manchas correspondientes a ciclos diferentes. Teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética, el ciclo solar es de 22 años. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202.html (4 de 5) [12/3/2000 17.56.51] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - La polaridad magnética también está afectada por el ciclo solar. Cada nuevo ciclo sigue una ley de polaridad inversa a la del ciclo precedente. Así, en un mismo hemisferio, a una mancha guía de polaridad norte sucederá en el ciclo siguiente otra de polaridad sur (Figura 4-2-5). Gracias a esta propiedad se pueden distinguir fácilmente las manchas correspondientes a ciclos diferentes. Teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética, el ciclo solar es entonces de 22 años. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202.html (5 de 5) [12/3/2000 17.56.51] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.2. Las manchas solares y el ciclo solar (2) ● Formación de las manchas solares ● Ciclo solar ● Modelo de la dínamo magnética ● Mínimo de Maunder Modelo de la dínamo magnética Figura 4-2-6: La rotación diferencial del Sol retuerce y distorsiona las líneas de fuerza del campo magnético. Las regiones de intensos campos magnéticos, llamados tubos magnéticos, emergen a la superficie creando un par de manchas. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202_1.html (1 de 3) [12/3/2000 17.56.52] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - En 1960 el astrónomo Babcock propuso un escenario para explicar el ciclo de actividad solar, es el llamado modelo de dínamo magnética, que se basa en la interacción entre la rotación diferencial del Sol y el campo magnético, así como la existencia de movimientos turbulentos o ciclónicos en la zona convectiva situada inmediatamente debajo de la fotosfera. La generación del campo magnético se debe a las corrientes eléctricas que se mueven a través de la materia altamente conductiva en la zona convectiva, es decir, el campo magnético existe en el 30% del radio más exterior. Consideramos inicialmente un campo magnético poloidad, es decir, las líneas magnéticas en la dirección de los meridianos ( en la dirección de norte a sur de la superficie solar como sí el campo magnético solar fuese un imán). Como las regiones ecuatoriales giran más rápidamente que las polares, el campo magnético se retuerce y se transforma en toroidal, las líneas magnéticas en la dirección de los paralelos (en la dirección de oeste a este). Los movimientos de giro de las células convectivas ascendentes, vuelven a regenerar el campo poloidal a partir del toroidal (Figura 4-2-6). Estos movimientos ciclónicos, similares a los que se originan en las masas de aire de la atmósfera terrestre, tienen el sentido de las agujas del reloj en el hemisferio norte y contrario en el sur. De esta forma se explica el cambio periódico del campo magnético y de su polaridad. La turbulenta zona convectiva tiene también el efecto de retorcer las lineas de fuerza creando regiones de intensos campos magnéticos llamados tubos magnéticos. El empuje producido por la presión magnética hace que los tubos de flujo floten y suban a la superficie. Cuando el tubo magnético alcanza la fotosfera aparecen dos zonas de intersección con el disco, en éstas el gas se enfría y presenta un aspecto más oscuro que el medio circundante ( Figura 4-2-6 ). Esto es debido a que el intenso campo magnético impide los movimientos de la materia inhibiendo, asi, el transporte de energía convectiva hacia la fotosfera y estas zonas son más frias y oscuras Figura 4-2-7:. Los pares de manchas están ligados por líneas o tubos magnéticos. La polaridad opuesta que se observa en los pares de manchas se explica porque en una de ellas el campo magnético es emergente mientras que en la otra vuelve a introducirse en el interior. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202_1.html (2 de 3) [12/3/2000 17.56.52] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 02 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Esta es la interpretación, aceptada de forma general, acerca de la formación de las manchas solares y del ciclo solar. La polaridad opuesta que se observa en los pares de manchas se explica porque en una de ellas el campo magnético es emergente mientras que en la otra vuelve a introducirse en el interior (Figura 4-2-7). Debido a la rotación diferencial la deformación y enrollamiento en espiral de las líneas de fuerza del campo magnético es más compacto (las líneas de fuerza están más próximas) a altas latitudes que a bajas. Así la inestabilidad que permite al tubo magnético emerger a la superficie ocurre primero a altas latitudes y conforme el ciclo solar avanza los tubos magnéticos van surgiendo a latitudes menores. Esto explica el efecto de la latitud ilustrado en el diagrama en mariposa (Figura 4-2-4). Mínimo de Maunder Sin embargo, hay hechos que este modelo no explica, como son los periodos en que no han existido ninguna mancha ni ciclo solar, por ejemplo, el llamado mínimo de Maunder que ocurrió desde 1645 hasta 1715. Este mínimo ofrece una evidencia de la conexión entre el Sol y el clima de la Tierra. Durante este periodo sin manchas, Europa experimento el récord en años de baja temperatura, fue una pequeña edad de hielo. file:///F|/antares/modulo4/m4_u202_1.html (3 de 3) [12/3/2000 17.56.52] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 03 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.3. Regiones activas ● Playas y filamentos ● Protuberancias ● Fulguraciones solares Las manchas son aspectos relativamente quiescentes de la actividad solar. Sin embargo, la fotosfera que rodea a las manchas ocasionalmente puede producir erupciones violentas que arrojan grandes cantidades de partículas energéticas en la corona. Los lugares donde ocurren estos eventos se conocen como regiones activas. Muchos pares o grupos de manchas tienen regiones activas asociadas con ellos. Como todas las manifestaciones de la actividad solar estos fenómenos siguen el ciclo solar y son más frecuentes y violentos en el máximo del ciclo. Playas y filamentos file:///F|/antares/modulo4/m4_u203.html (1 de 5) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 03 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 4-2-8: Fotografía del Sol tomada con un filtro de Hα . Se observan zonas brillantes, denominadas playas, y las estructuras oscuras y alargadas llamadas filamentos. Protuberancias file:///F|/antares/modulo4/m4_u203.html (2 de 5) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 03 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Figura 4-2-9: Protuberancia con una estructura de bucle que muestra como las líneas magnéticas conectan los dos miembros de un par de manchas. Los filamentos son estructuras oscuras y alargadas, de 200 000 km de longitud, y pueden tener una vida de varios meses. Cuando pasan por el limbo se elevan sobre el fondo del cielo y se hacen brillantes, convirtiéndose en protuberancias, que fueron identificadas por vez primera en los eclipses. Los filamentos son, pues, protuberancias vistas sobre el disco. La altura que las protuberancias alcanzan en el limbo es variable, de 30 000 a 100 000 km, con un espesor que no excede los 5 000 km. Tienen forma de bucles o laminas de gas eyectado desde una región activa de la superficie solar, son frías (7 000 K) y cien veces más densas que la corona en la que se elevan. En las protuberancias la materia parece elevarse y descender siguiendo las líneas de fuerza del campo magnético y uniendo en su base los miembros de un par de manchas (Figura 4-2-9). Se distinguen dos grandes familias de protuberancias: las quiescentes y las activas. Las primeras son más estables y de mayor vida media que las segundas que pueden cambiar de forma en un intervalo de minutos y sólo pueden durar unas pocas horas. Algunas protuberancias activas están relacionadas con las fulguraciones y son aceleradas por encima de la velocidad de escape del Sol y eyectan su materia al espacio interplanetario. file:///F|/antares/modulo4/m4_u203.html (3 de 5) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 03 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Fulguraciones solares Figura 4-2-10: Fulguración solar. Mucho más violenta que la protuberancia, la fulguración es una explosión en la superficie solar que puede dar lugar a la eyección de partículas de alta energía y emite radiación en todo el espectro electromagnético. La fulguración solar es el fenómeno más violento observado en el Sistema Solar. Esta tremenda erupción es debida a la liberación explosiva de energía altamente concentrada, pudiendo dar lugar a la eyección de partículas de alta energía y emitiendo radiación en todo el espectro electromagnético (Figura 4-2-10). Estas tormentas solares empiezan con un aumento de brillo en una playa. En un tiempo comprendido entre 5 minutos y una hora la intensidad crece rápidamente. Después el brillo disminuye de forma gradual, en una hora aproximadamente. La temperatura en la fulguración es muy elevada puede alcanzar los 5 millones de grados, aún más caliente que la corona. Las fulguraciones no suelen ocurrir en grupos típicos de manchas con sus dos polaridades magnéticas opuestas sino en grupos complejos de manchas que dan lugar a regiones activas con intensos campos magnéticos que evolucionan rápidamente. Este fenómeno suele ir precedido de la expansión y rotura de filamentos próximos, que indica un cambio en la configuración del campo magnético. Las partículas de alta energía emitidas durante la fulguración alcanzan la Tierra en unas pocas horas o días produciendo efectos observables como son: tormentas geomagnéticas, fluctuaciones de la densidad ionosférica que afecta a las radiocomunicaciones, auroras, etc., y son además susceptibles de producir cambios biológicos que pueden afectar a los tripulantes de los vuelos espaciales y, a mayor escala, a la evolución de los seres vivos. file:///F|/antares/modulo4/m4_u203.html (4 de 5) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 03 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo4/m4_u203.html (5 de 5) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 04 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.4. El viento solar y las estructuras transitorias coronales Hasta 1957 se ignoraba la existencia de una relación entre la corona y el espacio interplanetario, aunque en 1951 Bierman había constatado cambios en las colas de los cometas, así como que éstas siempre tienen sentido opuesto al Sol, que podría explicarse por medio de la existencia de un flujo de partículas proveniente del Sol. Con el lanzamiento del primer satélite en 1957 se comprobó la expansión de la corona en el espacio interplanetario y éste flujo continuo de partículas recibe el nombre de viento solar. En las proximidades de la Tierra la velocidad del viento solar es del orden de 300 km/s, y está constituido por iones y electrones. La corona, como hemos señalado anteriormente, es una capa no homogénea formada por unas estructuras oscuras, agujeros coronales, y otras brillantes, calientes y más densas con forma de bucles. Ambas estructuras resultan de las discontinuidades de temperatura y densidad producidas en el medio coronal por el campo magnético. De las observaciones realizadas por el "Skylab" se deduce que es de los agujeros corónales de donde emana el viento solar, aunque la teoría sobre éste no es todavía completa. Las estructuras transitorias de la corona, observadas con detalle por primera vez por el sátelite Skylab, aparecen como bucles de materia moviéndose hacia el exterior de la corona. Probablemente tienen su origen en la baja corona, en la parte superior de las protuberancias, ya que al menos un 70% de ellas están asociadas con protuberancias activas, y algunas son el origen de las fulguraciones solares. Durante el periodo de observación del Skylab, que coincidió con la fase de disminución del ciclo solar, se observaron 110 estructuras transitorias coronales, una por día. Finalmente vamos a ver otros efectos de la radiación solar que también pueden afectar a la vida diaria de los seres terrestres. file:///F|/antares/modulo4/m4_u204.html [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.6. Efectos de la radiación solar: el bronceado En el verano millones de personas se exponen a la radiación ultravioleta del Sol para obtener un tono bronceado de su piel, aunque hay también un gran número de detractores que señalan que la prolongada exposición a la luz solar conlleva el riesgo de cáncer de piel, así como su deterioro y envejecimiento. Estos efectos perjudiciales se producen casi totalmente por la radiación ultravioleta de longitud de onda de 2800 a 3000 Å , los llamados rayos UV-B del Sol. A longitudes de onda mayores los rayos UV-A, de 3200 a 4000 Å , son unas 1000 veces menos abrasadores aunque también tienen un ligero poder para broncear la piel. La luz con longitud de onda más corta de 2800 Å , llamada rayos UV-C, es aún más peligrosa que la UV-B pero es tan intensamente absorbida por la atmósfera de la Tierra que nunca llega a las personas. La cantidad de rayos UV-B que recibimos depende de factores que pocas personas entienden bien pero los astrónomos pueden enseñarnos estos efectos debido a su conocimiento de nuestra estrella más cercana, el Sol. El Sol emite mucha menos radiación ultravioleta que luz visible, ya que radia aproximadamente como un cuerpo negro con una temperatura de 5780 K, es demasiado frío para producir una gran cantidad de fotones ultravioleta. Solo el 0,7% de la energía total del Sol se emite como UV-B. La emisión de rayos UV-B por el Sol es casi constante, pero la cantidad que alcanza el suelo es extremadamente variable. La variación más importante se produce por el cambio en la absorción atmosférica debido a que el Sol se mueva más alto o más bajo en el cielo. El cálculo de la absorción atmosférica es muy fácil para cualquier astrónomo que haya analizado datos fotométricos. La cantidad de aire que atraviesa un rayo de luz se mide normalmente en unidades de masas de aire. Una masa de aire es la atravesada por rayos que vienen desde el cenit (perpendicularmente al suelo). Cuando el Sol está en el horizonte sus rayos atraviesan unas 40 masa de aire. En general el número de masas de aire atravesadas es inversamente proporcional al seno de la altitud solar (aunque a altitudes muy bajas esta formula simple no es valida). La cantidad de luz absorbida, por cada masa de aire, depende del llamado coeficiente de extinción, k. Este es el número de magnitudes en que un rayo de luz disminuye al pasar a través de una masa de aire (ver extinción atmosférica ). Para la luz visible el valor típico de k es 0.3. Esto significa que un astronauta en el espacio ve estrellas sólo 0.3 más brillantes que cuando nosotros miramos al cielo. Pero a las longitudes UV-B la extinción k es mucho mayor, principalmente debido a la absorción del ozono situado en la estratosfera. Sí todo el ozono de file:///F|/antares/modulo4/m4_u206.html (1 de 3) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - la estratosfera fuera reunido en una simple capa a nivel del mar tendría un espesor de sólo 3 mm. La cantidad de ozono varía con la estación (siendo menor en el otoño), la latitud (menor cerca del ecuador), y la polución en la estratosfera (el ozono disminuye después de erupciones volcánicas y de pruebas nucleares atmosféricas). Para una capa de ozono de 3 mm de espesor el coeficiente de extinción k es de 4.6 magnitudes por masa de aire a una longitud de onda de 3000 Å . Cualquier cambio en el espesor efectivo de esta capa de ozono cambia proporcionalmente el valor de la extinción. También hay otros factores que reducen los rayos UV-B que alcanzan el suelo. La difusión de la luz ultravioleta, por las moléculas del aire, reduce en 1.2 magnitudes por masa de aire al nivel del mar. El polvo en el aire difunde y absorbe por lo menos en 0.2 magnitudes. Así en condiciones estándares la extinción total de los rayos UV-B es de 6.0 magnitudes por masa de aire. Esto significa que el Sol en el cenit aparece 6 magnitudes más débil ( 250 veces) a 3000 Å que para un observador en el espacio. Cuando el Sol está a 30° por encima del horizonte es todavía más débil, otras 6 magnitudes más, en el UV-B ya que a 30° de altitud se atraviesan 2 masas de aire. Claramente nuestro cielo es bastante opaco en luz UV-B excepto para una ventana cerca del cenit. Por la tarde cuando el Sol declina de 60° a 30° su poder de quemar disminuye en un factor de 100. Esto explica porque es imposible broncearse por la mañana pronto o por la tarde, y en invierno a latitudes templadas, ya que no importa lo que brille el Sol. En Madrid, por ejemplo, en invierno el Sol al mediodía tiene una altura de 26° mientras que en el verano es de 73° . Habría que tomar seis horas de Sol al mediodía en Diciembre para tener el mismo efecto que un minuto en Junio. La dependencia del bronceado con la altura del Sol, explica también porque en el trópico se pueden producir quemaduras inesperadas por los turistas. Allí el Sol pasa la mayor parte del día cerca del cenit en todas las épocas del año. Además de una menor cantidad de ozono estratosférico en los trópicos, típicamente un 25% menos que a latitudes templadas. Las nubes poco espesas tienen pequeños efectos, ya que el agua de ellas no absorbe la luz UV-B sino que la dispersa, por tanto la cantidad que alcanza el suelo disminuye poco. La reducción es mucho menor que la disminución de la luz visible por estas nubes. La arena y el agua reflejan aproximadamente el 15% de la luz ultravioleta incidente, así es posible broncearse lentamente en la playa debajo de una sombrilla. La nieve es casi un perfecto reflector de los rayos UV-B, por ello los esquiadores y montañeros se queman fácilmente. ¿Qué ocurre con el bronceado en el espacio?. Sin atmósfera que los proteja, los astronautas se broncearan 250 veces más rápidos que en una playa de Málaga en pleno verano al mediodía y en un tiempo inferior a 10 segundos. Naturalmente las ventanas y visores de las naves espaciales deben ser excelentes absorbentes de rayos UV-B. En Mercurio un explorador que olvidase vestirse adecuadamente se quemaría en un segundo. En aproximadamente cinco mil millones de años, cuando el Sol evolucione y abandone la secuencia principal para convertirse en una gigante roja, la Tierra tendrá un gran problema, pero no por los rayos UV-B, ya que conforme el Sol se expande se va enfriando y su emisión UV-B disminuye. Así pues, para tomar baños de Sol no hará falta más protección pero no apetecerá tomarlos porque la temperatura en la Tierra será terriblemente alta (del orden de la temperatura de fusión del plomo). file:///F|/antares/modulo4/m4_u206.html (2 de 3) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 06 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Muchos contaminantes pueden destruir la capa de ozono de la estratosfera, pero los más importantes son los clorofluorocarbonos industriales que tienen una gran utilización como refrigerantes y en la fabricación de plásticos. Los clorofluorocarbonos son químicamente inertes y por ello no se destruyen cuando se difunden en el aire. Una molécula de clorofluorocarbono tardará 5 años en difundirse por encima de la capa de ozono. Allí la radiación ultravioleta solar la disociará cediendo un átomo de cloro, que es un potente catalizador para la destrucción del ozono. Un sólo átomo de cloro puede ser responsable de la destrucción de 100 000 moléculas de ozono, durante un siglo antes de ser inactivo o difundido a la baja atmósfera, donde será arrastrado al suelo por la lluvia. Cálculos detallados han sugerido que sí el uso de los clorofluorocarbonos continua al mismo nivel que en 1980, el 5% del ozono será destruido en los próximos cincuenta años. Los efectos económicos y en la salud de esta disminución no se conocen muy bien, porque no hay demasiados estudios sobre ellos. Pero, por ejemplo, se predice un aumento del 2 al 5% del cáncer de piel, por cada 1% de disminución del ozono. El sistema de inmunidad de los seres vivos también se debilita, por el aumento de exposición a la radiación UV y algunos investigadores piensan, que este problema será peor que el cáncer de piel. Las perdidas económicas que se produzcan para proteger la capa de ozono, no utilizando más los clorofluorocarbonos, son pequeñas comparadas con las consecuencias terribles, para la vida en la Tierra, del aumento del flujo de rayos destructivos. file:///F|/antares/modulo4/m4_u206.html (3 de 3) [12/3/2000 17.56.53] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Cuestiones y problemas para autoevaluación ● Cuestiones ● Problemas Cuestiones 1. ¿Qué es una mancha solar y qué características tiene? 2. ¿Qué es el ciclo solar? 3. ¿Qué es una fulguración solar? 4. ¿Cuáles son los ingredientes del modelo de dinamo magnética? 5. Explicar por qué el espectro fotosférico es un espectro de absorción y el espectro cromosférico es de emisión. 6. ¿Qué es una protuberancia? ¿Qué es un filamento? 7. ¿Cuáles son las diferencias entre el Sol y una enana blanca de una masa solar ? Problemas 1. El día 16 de Setiembre de 1999 el Observatorio Astrofísico de Catania (Italia) informaba de la presencia de 74 manchas y ocho grupos en la fotosfera solar. Calcular el Nº de Wolf. file:///F|/antares/modulo4/m4_u2autoeva.html (1 de 2) [12/3/2000 17.56.54] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 07 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - file:///F|/antares/modulo4/m4_u2autoeva.html (2 de 2) [12/3/2000 17.56.54] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 08 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Proyectos o actividades de observación 1. Observación a través de un filtro de las manchas del Sol, utilizando el telescopio solar del Observatorio Astronómico Virtual. Realizar un estudio de su forma y tamaño y el número de estructuras observadas. La descripción completa de esta práctica así como los procesos necesarios para su realización están explicados con detalle en el Apéndice. Por favor, antes de acceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones. file:///F|/antares/modulo4/m4_u2activid.html [12/3/2000 17.56.54] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 05 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - 2.5. Influencia solar en la tierra El Sol condiciona activamente los fenómenos terrestre y toda modificación de su funcionamiento repercute a nivel de la Tierra. La atracción gravitacional conduce el movimiento orbital anual de la Tierra. Además la acción acoplada de la Luna y el Sol produce el desplazamiento en altura de los mares causando las mareas (mayores en la primera luna llena de primavera). Se observa también una marea terrestre, la Tierra elástica se deforma bajo la atracción solar una decena de milímetros cada día (lo que se manifiesta por variaciones ínfimas de la gravedad). Una marea atmosférica se traduce por variaciones diurnas de la presión en función de la posición del Sol. Parece, sin embargo, que no hay ninguna relación entre el número terremotos y la actividad solar, afirmación basada en el estudio de unos 10 000 terremotos ocurridos en el curso de 35 años. La radiación visible del Sol es prácticamente invariable, pero los rayos UV y X varían de forma importante durante el ciclo solar, esta radiación energética se frena por la atmósfera terrestre produciendo el calentamiento de la baja atmósfera que aumenta su presión y frena a los satélites artificiales en sus órbitas bajas y reduce la duración de su vida (caso del Skylab y puede ser el del Hubble Space Telescope). La ionización de las capas de la alta atmósfera debida a partículas muy energéticas y a la radiación UV del Sol condiciona la recepción de las ondas radio enviadas desde la superficie terrestre, en particular las ondas entre 1 y 30 MHz son absorbidas (Las ondas radio se propagan gracias a reflexiones sucesivas en las diferentes capas 70, 100, 180 y 220 Km de la atmósfera superior llamada ionosfera). Una parte importante de la radiación cósmica observada en la Tierra procede del Sol y aumenta en periodos de actividad solar. Los rayos cósmicos llegan al nivel de la Tierra unas cinco horas después de observar una fulguración solar, los protones solares de muy alta energía reaccionan con los átomos de la alta atmósfera creando los cinturones de Van Allen cuya densidad aumenta en periodos de actividad. Estas partículas solares muy energéticas pueden dañar a las naves y sondas enviadas al espacio. Las partículas menos energéticas que constituyen el viento solar llegan al cabo de 2 días y son detenidas por la magnetopausa, la rodean para penetrar por la cola de magnetosfera atraídas por los polos terrestres, excitan la alta atmósfera (80Km) donde provocan las auroras que son más intensas y frecuentes en periodos de actividad solar. La llegada de estas partícula en las regiones polares contribuye al calentamiento de la alta atmósfera con un aumento de la densidad electrónica file:///F|/antares/modulo4/m4_u205.html (1 de 2) [12/3/2000 17.56.54] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 05 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - acompañado de corrientes variables que crean campos eléctricos en la corteza terrestre que pueden dañar las líneas eléctricas y telefónicas; la perdida de tensión puede llegar al 50%. Actualmente los cables están bien aislados y la actividad solar vigilada, pero en Mayo de 1969 y Abril de 1972 la ciudad de Nueva York sufrió dos apagones espectaculares porque las líneas de alta tensión están próximas al polo magnético, punto de impacto del viento solar y donde se producen tormentas magnéticas que dan lugar al calentamiento de los transformadores y la desconexión de centrales eléctricas. El campo magnético terrestre evidentemente también se perturba y las tormentas magnéticas terrestres están ligadas a fulguraciones o erupciones solares, o a la formación de grandes manchas. El clima se modifica sí cambia la energía emitida por el Sol. La alternancia de periodos glaciares e interglaciares desde hace 2 millones de años con periodicidad de 20 000 a 100 000 años esta relacionado, a través de los estudios de Milankovitch, con las variaciones de la cantidad de energía solar que llega a la Tierra debido a las variaciones de los parámetros de la órbita terrestre ( retraso del perihelio en 100 000 año, avance del equinoccio en 26 000 años) Además de estas variaciones que dependen de la distancia al Sol, la radiación solar tiene modificaciones intrínsecas debidas a la actividad solar. En las regiones árticas el ciclo solar está netamente ligado a fenómenos meteorológicos, correlación que también se puede encontrar en Europa del Norte: La variación de las precipitaciones en verano en Europa de 1803 a 1943, comparadas con el ciclo solar de 11 años; las caídas de lluvia son más importantes cuando hay máximos y mínimos de actividad solar. También se observa un ciclo de 11 años en el crecimiento de los arboles. Otra posible conexión Sol-Tierra incluye un enlace entre la actividad solar y un aumento de la circulación atmosférica. Cuando ésta aumenta se desarrollan sistemas tormentosos terrestres que se extienden sobre grandes rangos de latitud. La relación es compleja y el sujeto controvertido, debido a que no se ha encontrado ningún mecanismo físico que permita a la actividad solar alterar el movimiento de la atmósfera terrestre, teniendo en cuenta que la energía emitida no varía mucho durante el ciclo solar. La actividad solar puede influir a largo termino en el clima de la Tierra. Por ejemplo, el mínimo de Maunder parece corresponder muy bien con los años más fríos de la llamada pequeña edad de hielo que asoló el norte de Europa durante los últimos años del siglo XVII. Como el Sol activo y su abundancia de manchas puede afectar el clima de la Tierra es un problema de investigación actual en climatología terrestre. file:///F|/antares/modulo4/m4_u205.html (2 de 2) [12/3/2000 17.56.54] ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 09 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC - Soluciones ● Cuestiones ● Problemas Cuestiones 1. ¿Qué es una mancha solar y qué características tiene? Es una zona obscura en la fotosfera, constituida por la umbra y la penumbra gris. 3. ¿Qué es una fulguración solar? Es la eyección violenta de partículas muy energéticas. 4. ¿Cuáles son los ingredientes del modelo de dinamo magnética? Capa convectiva subfotosférica, rotación diferencial y campo magnético. Problemas 1. El día 16 de Setiembre de 1999 el Observatorio Astrofísico de Catania (Italia) informaba de la presencia de 74 manchas y ocho grupos en la fotosfera solar. Calcular el Nº de Wolf. Nº de Wolf = R =154 file:///F|/antares/modulo4/m4_u2soluciones.html [12/3/2000 17.56.54]
