Heliofísica: septiembre 2010

30 sept 2010

Dia: 30/09/2010

29 sept 2010

Día: 29/09/2010

28 sept 2010

Día: 28/09/2010

27 sept 2010

Día: 27/09/2010

26 sept 2010

Día: 26/09/2010

25 sept 2010

Día: 25/09/2010

24 sept 2010

DÍA. 24/09/2010

23 sept 2010

Día: 23/09/2010

No se ha realizado observación por climatología adversa (Nublado)

Clases de Protuberancias

Foto extraída del satélite SDO (AIA 171)

día: 22/09/2010

CLASES DE PROTUBERANCIAS

Siempre son fenómenos increíblemente grandes: Hasta 150.000 km de altura, 300.000 km de longitud y 40.000 km de anchura. Puede explotar y proyectar al espacio una masa de materia del orden de 1013,1015 kg a una velocidad de hasta 400.000 km/h de plasma llamado CME (Coronal Mass Ejecutión) (ver en glosario). Se distinguen varios tipos de protuberancias:

1ª_Protuberancias activa. Sufren la influencia de campos magnéticos, suelen estar ligadas a un grupo de manchas; presentan una evolución relativamente rápida.

2ª_Protuberancias quiescentes o estáticas. Tiene una evolución muy lenta y, como si estuviera “aprisionada” en el campo magnético, conserva su aspecto durante días y a veces incluso más de una rotación solar. Más frecuente en latitudes elevadas.

3ª_Protuberancias eruptivas. Conocen una evolución muy veloz, se desarrolla en una dirección casi perpendicular a la fotosfera y caen a la cromosfera al cabo de pocas horas. Están estrechamente unidas a las fulguraciones, dejan “restos” de gas a 104 K que pueden permanecer mucho tiempo confinado en la corona (100 veces menos densa y a una temperatura de 2-3•106 K). Predomina en baja latitudes.

4ª_Protuberancias de las manchas o loop. Presentan la típica forma de anillo cerrado, de arco, de chorro, de fuente o abanico, puesto que la materia se dispone a lo largo de la líneas de fuerza del campo magnético que salen y penetran en la fotosfera.

5ª_Protuberancias de tornado. Tiene una forma típica de espiral o de cuerda retorcida.

6ª_Protuberancias de chorro. Son manifestaciones importantes de la actividad solar, estrechamente ligada a las manchas y a las fulguraciones más energéticas, chorro de materia coronal de más de 50.000 km de altura y velocidades de centenares de km/s. Siguen el ciclo de la actividad solar.

(La Protuberancia que se ve en la fotografía de satélite SDO es del tipo 4ª)

22 sept 2010

Día: 22/09/2010

21 sept 2010

Día: 21/09/2010

20 sept 2010

Día: 20/09/2010

No se ha realizado observación por climatología adversa (nublado)

19 sept 2010

Día: 19/09/2010

18 sept 2010

Día: 18/09/2010

No se ha realizado observación por climatología adversa (nublado)

17 sept 2010

Día: 17/09/2010

No se ha realizado observación por climatología adversa (lluvia)

16 sept 2010

Día: 16/09/2010

No se ha realizado observación por climatología adversa (nublado)

15 sept 2010

Día: 15/09/2010

14 sept 2010

Día: 14/09/2010

Día: 14/09/2010 (SDO)

13 sept 2010

Día: 13/09/2010

12 sept 2010

Día: 12/09/2010

11 sept 2010

Día: 11/09/2010

10 sept 2010

Día: 10/09/2010

9 sept 2010

Día: 09/09/2010

8 sept 2010

Día: 08/09/2010

7 sept 2010

Día: 07/09/2010

Movimiento aparente y real

6 sept 2010

Día: 06/09/2010

Fotografía del Sol Grupo nº 45 (Decimo tercer día)

Día: 05/09/2010

Fotografía realizada Libros Proyección de ocular

Telescopio : MEADE ETX
D = 70 mm
F = 350 mm
Barlow : 3X
Filtro : Lámina Baader
Ocular : MEADE 25 mm
Filtro En El oculares : Celestron n º 12 ( Amarillo )

Cámara : Kodak C300
Lente : 37 mm

5 sept 2010

Día: 05/09/2010

4 sept 2010

Fotografía del Sol Grupo nº 45 (Decimo segundo día)

Día: 04/09/2010

Fotografía realizada por Proyección de ocular

Telescopio: MEADE ETX

D= 70 mm

F= 350 mm

Barlow: 3X

Filtro: Lamina BAADER

Ocular: MEADE 25 mm

Filtro en el ocular: Celestron nº 12 (Amarillo)

Cámara: Kodak C300

Lente: 37 mm

Día: 04/09/2010

3 sept 2010

Fotografía del Sol Grupo nº 45 Dia decimo primero

Día : 03/09/2010

Fotografía realizada Libros Proyección de ocular

Telescopio : MEADE ETX
D = 70 mm
F = 350 mm
Barlow : 3X
Filtro : Lámina Baader
Ocular : MEADE 25 mm
Filtro En El oculares : Celestron n º 12 ( Amarillo )

Cámara : Kodak C300
Lente : 37 mm

Día 03/09/2010

2 sept 2010

Fotografía del Sol Grupo nº 45 (Decimo dia)

Día: 02/09/2010

Fotografía realizada Libros Proyección de ocular

Telescopio : MEADE ETX
D = 70 mm
F = 350 mm
Barlow : 3X
Filtro : Lámina Baader
Ocular : MEADE 25 mm
Filtro En El oculares : Celestron n º 12 ( Amarillo )

Cámara : Kodak C300
Lente : 37 mm

Los grupos n º 046, 047 y 048 en la Fotografía no aprecian Con Claridad en sí una causa Que los grupos relativamente pequeños hijo . ( En El Parte Diario this dibujado y SE APRECIA Mejor Las Situación Donde sí encuentra ) n El Grupo º 046 DE COMO SE PUEDE OBSERVAR en los Días Anteriores sí apreciaba Mejor , es Eso debido un Grupo Que EL YA ESTA "situado Cerca limbo del del y disco solar la imagen del Grupo en sí ve considerablemente reducida, Por la forma Esférica del Sol

Día: 02/09/2010

Fotografía del Sol Grupo nº 45 (Noveno día)

Día: 01/09/2010
Fotografía realizada por Proyección de ocular

Telescopio: MEADE ETX
D= 70 mm
F= 350 mm
Barlow: 3X
Filtro: Lamina BAADER
Ocular: MEADE 25 mm
Filtro en el ocular: Celestron nº 12 (Amarillo)

Cámara: Kodak C300
Lente: 37 mm

Día: 01/09/2010

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LA HELIOFISICA ES LA RAMA DE LA ASTRONOMÍA QUE ESTUIDIA EL SOL

GLOSARIO

Aurora.- Luminosidad difusa que se observa en el cielo de las regiones polares, aunque algunas veces se observan en latitudes medias. Y está causada por una tormenta magnética y se origina cuando las partículas de viento solar colisionan con los átomos de nuestra atmosferas. También se han observados aurora en otros planetas de nuestro sistema solar.

CME.- (Coronal Mass Ejection). Erupciones de materia que cruzan la corona hacia el espacio exterior. Pueden estar ocasionadas por fulguraciones o erupciones de protuberancias. El material expulsado es un plasma compuesta principalmente de electrones y protones (Además de pequeñas cantidades de elementos más pesados como el helio, oxígeno y hierro), más el arrastre coronal campo magnético.

Complejo de actividad.- Región de gran actividad y larga duración. Puede tener una vida superior a un año produciendo grupos de manchas de forma casi continua.

Corona.- Capa externa del Sol que se observa como un halo durante un eclipse total. Su aspecto está modelado por el campo magnético y varía considerablemente con el ciclo solar.

Ciclo Solar.- Es un lapso de 11 años durante el cual varían la cantidad de manchas, ráfagas y protuberancias solares.

Cromosfera.- Capas situada entre la fotosfera y la corona. Sólo puede observarse durante un eclipse total o a través de algunas líneas del espectro solar. Y una temperatura que aumenta proporcionalmente con la altura y alcanza los 500000 K.

Fáculas.- Regiones brillantes de la superficie solar. Junto con la machas son las principales manifestaciones en luz blanca de una región activa.

Fotosfera.- Es la capa que emite la luz visible y suele recibir el nombre de “superficie solar”.

Granulación.- Conjunto de pequeñas celdas brillantes separadas por espacios oscuros, que cubre toda la fotosfera. Es la manifestación superficial del movimiento convectivo que existe por debajo de la superficie.

Limbo.- Borde del disco solar. En el Sol, la zona próxima al limbo es menos brillante que el centro del disco porque en esa dirección observamos las capas superiores, más frías, de la fotosfera.

Manchas.- Regiones oscuras y frías de la fotosfera. Están creadas por la emersión de campo magnético desde el interior solar y son una de las principales manifestaciones de una región activa.
Penumbra.- Zona de una mancha que rodea a la umbra. Su brillo y temperatura son mayores que los de la umbra pero menores que los de la fotosfera. Su estructura está constituida por filamentos claros y oscuros.
Protuberancia.- Las protuberancias, aunque pequeñas comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol.
Poros.- Manchas sin penumbra y, generalmente de pequeño tamaño.
Puentes luminosos.- Áreas brillantes visibles en el interior de una mancha. Sus formas, brillos y tamaños pueden ser muy diversos y variables.
Región activa.- Conjunto de todas las manifestaciones de actividad magnética asociadas a una zona determinada de la superficie y de la atmósfera del Sol.

Rotación deferencial.- Fenómeno que consiste en que el ecuador gira a mayor velocidad que las regiones polares.

Umbra.- Núcleo o región más oscura de una mancha.
Viento solar.- Flujo de partículas emitido por el Sol.

EL NÚMERO DE WOLF

Hasta el mediado del siglo XIX no existía un método estándar que permitiese cuantificar la actividad solar. En aquellos años (1843 y 1845) se produjo el doble anuncio de Schwabe poniendo de manifiesto el ciclo solar y, en 1848, Wolf introdujo el número que lleva su nombre. Con él no solo pudo confirmar la existencia del ciclo sino que consiguió reconstruir ciclos anteriores. Aunque Wolf pensaba que el área de la mancha era un mejor indicador de la actividad, al final optó por un simple recuento, mucho más fácil de calcular durante una observación de sol.

A pesar de que el método tiene ciertos problemas, su sencillez ha permitido mantenerlo hasta la actualidad y, de hecho, probablemente no existe en astronomía una serie de datos que abarque tanto tiempo con la homogeneidad del número de Wolf.

Su cálculo se realiza mediante la siguiente fórmula:

donde R es el número de Wolf (también llamado”numero relativo de manchas solares”), K es un factor de reducción, g el numero de grupo y f el numero de manchas o focos.

K es un factor que introduce una mayor imprecisión a la hora de determinar el número de Wolf. La razón es la ambigüedad que existe en el concepto de “grupo”, principalmente cuando los grupos son muy pequeños o cuando hay varios en la misma región activa. Un buen conocimiento de la naturaleza y el comportamiento de las manchas es de gran ayuda. Es frecuente que dos o más grupos aparezcan próximos entre sí y, a veces la única forma de distinguirlos es observar su evolución. Por eso también es recomendable mantener una continuidad en las observaciones.

El numero de mancha, f , incluye tanto los poros como (manchas sin penumbra) como umbras. N o existe un criterio estándar pero, en general, los poros de pequeños tamaños no son incluidos en el recuento. Yo si lo incluyo porque considero que por muy pequeño que se vean siempre en de un tamaño de kilómetro comprendiendo que lo estamos observando desde la Tierra y además depende del telescopio que se este observando. Cuando hay varios núcleos dentro de una misma penumbra, cada uno es contabilizado como una mancha. Una mancha aislada es considerada un grupo.

Ejemplos:

1º.- Una mancha: R = 10 · 1 + 1 = 11 Wolf 2º.- R = 10 · 1 + 8 = 18 Wolf

3º.- Un grupo con 3 manchas, un grupo con 19 mancha y una mancha con

2 umbras: R = 10 · 3 + 24 = 54 Wolf

Región activa.- Conjunto de todas las manifestaciones de actividad magnética asociada a una zona determinada de la superficie y de la atmósfera del Sol.

Poros.- Mancha sin penumbra y, generalmente de pequeño tamaño.

Penumbra.- Zona de una mancha que rodea a la umbra. Su brillo y temperatura son mayores que los de la umbra pero menores que los de la fotosfera. Su estructura está constituida por filamentos claros y oscuros.

Umbra.- Núcleo o región más oscura de una mancha.

COORDENADAS HELIOGRÁFICAS

La latitud se determina igual que en nuestro planeta: desde el ecuador solar hacia los polos y desde 0º a 90º. Para definir la longitud se hace preciso fijar un meridiano origen, pero como no hay ninguno especialmente privilegiado, se elige, por convenio, el meridiano correspondiente al nodo ascendente del ecuador solar sobre la eclíptica el 1 de enero 1854 a las 12 h. La longitud se mide en 0º hasta 360º hacia el Oeste, es decir en sentido de la rotación solar.

Así pues, conociendo la latitud y la longitud heliográfica se puede determinar la posición de cualquier punto sobre la superficie solar.

Sin embargo, en el Sol no hay estructura estática y por tanto, lo normal es que las coordenadas de un detalle vayan variando con el tiempo. Si los ejes de rotación del Sol y la Tierra fuesen paralelos entre sí y perpendiculares a la eclíptica, el eje de rotación solar siempre se vería en dirección Norte_Sur y el ecuador solar seria una línea recta que pasaría por el centro del disco aparente.

Ahora bien, el eje terrestre está inclinado 23º26’ y apuntas hacia la estrella Polar, mientras que el eje de rotación solar está inclinado 7º15’ y se dirige hacia un punto de la constelación de Cefeo situado aproximadamente en 23h +77º.

La combinación de ambas inclinaciones provoca a lo largo del año, una desviación del eje solar respecto a la dirección Norte-Sur y una inclinación del ecuador respecto a la visual. Quizás la mejor forma de apreciar estos efectos es observando figuras que a continuación se expone con las diferentes orientaciones del disco solar en los 12 mese del año:

Como es lógico, este aspecto tan distinto que puede presentar el Sol influye considerablemente a la hora de calcular las coordenadas de algunas manchas o grupos, pues lo que medimos en principio es la posición de ese grupo sobre el disco aparente.

Para poder realizar posteriormente las debidas correcciones, se definen dos ángulos que caracterizan la posición de la red de coordenadas sobre el disco solar. Al primero de estos ángulos se le asigna la letra P y es el ángulo de posición del extremo Norte del eje de rotación medido desde el punto Norte del disco, positivo hacia el Este y negativo hacia el Oeste. P puede variar a lo largo del año desde –26º,32’ hasta +26º,32’. En los dos dibujos siguientes esta representado con sus máximos valores:

El segundo ángulo se designa con la letra B0 y es la latitud heliográfica del centro del disco. B0 Puede variar desde –7º,25 hasta +7º,25 y da idea de la inclinación del ecuador respecto a la visual. Así, por ejemplo, B0 –5º significa que el ecuador pasa 5º al Norte del centro del disco.

Para determinar las coordenadas de una mancha o grupo todavía necesitamos un tercer ángulo: la longitud del meridiano central, que se denota por L0. Puede variar desde 0º hasta 360º y, tal como se define la longitud heliográfica, va disminuyendo día día a medida que el Sol gira.

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