31 mar. 2012

Fenómenos del Sol Para 01/04/2012


Fenómenos del Sol Para 01/04/2012
Hora oficial-UT y Posición
HORA     LATITUD        LONGITUD
 -1      36.30.6’ N        6.16.3’ W


Paso meridiano Superior:11h 28.8m
Altura verdadera:58º 18.3'
Culminación:       Sur

Principio crep. náutico: 4h 14m
Principio crep. civil: 4h 45m
Salida: 5h 11m
Puesta:17h 48m
Fin crepúsculo civil:18h 14m
Fin crepúsculo náutico:18h 44m




Acimutes
Limbo superiorLimbo inferior
Salida: 83º30.7' a 5h 11m 83º54.5' a 5h 13m
Puesta:276º44.5' a 17h 48m276º20.6' a 17h 45m

[OBSERVACIÓN SOLAR DÍA: 01/04/2012]


Día 01/04/2012 No se ha realizado observación por climatología adversa (Lluvia)

APAGAS UNA LUZ Y ENCENDERÁS UNA ESTRELLA Sabado 31 Marzo 2012, 20:30 - 21:30

30 mar. 2012

Fenómenos del Sol Para 31/03/2012


Hora oficial-UT y Posición
HORA     LATITUD        LONGITUD
  -1      36.30.6’ N       6.16.3’ W


Paso meridiano Superior:11h 29.1m
Altura verdadera:57º 55.2'
Culminación:       Sur

Principio crep. náutico: 4h 16m
Principio crep. civil: 4h 46m
Salida: 5h 12m
Puesta:17h 47m
Fin crepúsculo civil:18h 13m
Fin crepúsculo náutico:18h 43m

Acimutes
Limbo superiorLimbo inferior
Salida: 83º59.5' a 5h 12m 84º23.3' a 5h 15m
Puesta:276º15.6' a 17h 47m275º51.7' a 17h 44m

[OBSERVACIÓN SOLAR DÍA: 30/03/2012]


Día 30/03/2012 No se ha realizado observación por climatología adversa (Lluvia)

29 mar. 2012

28 mar. 2012

Viento solar y Evolución solar


Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.

 
Evolución solar
El pasado y el futuro del Sol se han deducido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante sus primeros 50 millones de años, el Sol se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. La energía liberada por el gas calentaba el interior y, cuando el centro estuvo suficientemente caliente, la contracción cesó y la combustión nuclear del hidrógeno en helio comenzó en el centro. El Sol ha estado en esta etapa de su vida durante unos 4.500 millones de años.
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años. Cuando se gaste este combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años. Este proceso puede tomarle un trillón de años.

[OBSERVACIÓN SOLAR DÍA: 28/03/2012]


27 mar. 2012

[OBSERVACIÓN SOLAR DÍA: 27/03/2012]

La corona


La corona
La atmósfera solar exterior que se extiende varios radios solares desde el disco del Sol es la corona. Todos los detalles estructurales de la corona se deben al campo magnético. La mayor parte de la corona se compone de grandes arcos de gas caliente: arcos más pequeños dentro de las regiones activas y arcos mayores entre ellas. Las formas arqueadas y a veces rizadas se deben al campo magnético.
En los años cuarenta se descubrió que la corona es mucho más cálida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superficie visible, tiene una temperatura de casi 6.000º C. La cromosfera, que se extiende varios miles de kilómetros por encima de la fotosfera, tiene una temperatura cercana a los 30.000º C. Pero la corona, que se extiende desde justo encima de la cromosfera hasta el límite con el espacio interplanetario, tiene una temperatura de 1.000.000º C. Para mantener esta temperatura, la corona necesita un suministro de energía.
La búsqueda del mecanismo por el cual la energía llega a la corona es uno de los problemas clásicos de la astrofísica. Todavía está sin resolver, aunque se han propuesto muchas explicaciones. Las recientes observaciones del espacio han mostrado que la corona es una colección de rizos magnéticos, y cómo se calientan estos rizos se ha convertido en el foco principal de la investigación astrofísica.
El campo magnético también puede retener material más frío encima de la superficie del Sol, aunque este material sólo permanece estable unos pocos días. Estos fenómenos se pueden observar durante un eclipse como pequeñas regiones, conocidas como protuberancias, en el mismo extremo del Sol, como joyas de una corona. Están en calma, pero ocasionalmente entran en erupción, arrojando material solar al espacio.