revista sol y ciencia de game: 3º edición

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Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica

Publicación nº 3 2013 - Julio / Agosto / Setiembre - G.A.M.E.

www.ccme.es

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Índice

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Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

NOTICIAS:

La misión IRIS en funcionamiento

¿En que lugar nos encontramos

en la Via Láctea? (pag. 5)

La actividad

solar reduce

la cantidad

de radiación

solar que se

recibe

(pag. 13)

Pag. 12

Las mejores 50

curiosidades

sobre el Sol

(Pag. 10)

A un año del transito de Venus…

(Pag. 8)

El nuevo mapa de nuestra galaxía.. ¿Dónde nos encontramos?

Estrellas mas rapidas que quieren salirse de la Vía Láctea

El campo magnético terrestre, vital para

fijar la atmósfera

Se cumple un año del transito de Venus

Las 50 mejores curiosidades sobre el Sol

Relación entre la actividad solar y los seísmos

La actividad solar reduce la radiación expuesta en el aire

¿Dónde se encuentra el cometa ISON?

La constante solar

El fenómeno llamado Parhelio

7 cosas que probablemente no sabias sobre el solsticio de verano

¿Cómo prepararse ante una tormenta solar? PARTE I

APRENDE CIENCIA:

Misiones para la meteorología espacial PARTE I

Las mejores auroras

La evolución histórica del estudio al Sol

Zona de entretenimiento

Últimos datos

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Noticias—SOL Y CIENCIA

La misión IRIS en funcionamiento

¿Cómo fluye la energía del Sol hacia el exterior de

su fotosfera? A pesar de que vivimos a tan solo a 8

minutos luz de nuestra estrella y que tenemos va-

rios satélites que la observan constantemente, to-

davía conocemos bien poco sobre cómo se transfie-

re la energía solar a través de la su atmosfera (la

corona solar).

La próxima misión solar de la NASA ha sido lanzada

el pasado día 27 de junio, con objetivo de aprender

más sobre ello. La misión llamada IRIS (Interface Re-

gion Imaging Spectrograph) se concentrará en un

punto bajo de la atmosfera solar llamada región de

interfaz. Esta zona tan solo tiene un espe-

sor de 3000 a 6000 kilómetros y se en-

cuentra en el mismo punto donde empe-

zaría la corona solar.

IRIS va a extender la observación del Sol

en una región en la cual ha sido muy difí-

cil de estudiar durante toda la carrera

espacial. Estudiar la región de interfaz

mejorará la comprensión de toda la es-

tructura de la corona solar y a la vez co-

mo afecta al sistema solar en general.

Parte de la energía que se fuga de la re-

gión de interfaz, lo hace gracias al viento

solar.

Este satélite tendrá varios sistemas de recolección

de imágenes con resoluciones tan pequeñas como

de 150 millas. El satélite de tamaño pequeño se ubi-

cará en tal punto en el que podrá observar el Sol

durante 8 meses sin descanso alguno y sin que se

oculte.

Junto con el satélite SDO (Observatorio de Dinámica

Solar) y la misión japonesa HINODE, en la que am-

bos toman imágenes continuamente del Sol en alta

resolución, se une el satélite IRIS.

Edición: Jennifer Carrasco

5 Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.


En algunas culturas se solía decir que la Tierra era el centro del Universo. Pero en una serie de grandes astrónomos, como el astrónomo Carl Sagan en su libro Pale Blue Dot, nos enteramos de que estamos muy lejos de ser el centro de cualquier cosa. El sol se mantiene en la posición central de nuestro sistema solar, pero nuestra estrella, de tamaño medio, está situada en un barrio estrellado. Nuestro sistema solar se encuentra en un brazo galáctico algo más pequeño que el resto y lejos del centro de la Vía Láctea.

Pero quizás nuestro “barrio” no es tan tranquilo como pensábamos… Un nuevo modelo teórico de la estructura de la Vía Láctea, nos dice que nuestro “brazo local” es más importante de lo que creíamos. Se ha encontrado que no hay mucha diferencia entre nuestro brazo local y el resto de brazos de nuestra galaxia, todo lo contrario de lo que se pensaba hasta ahora.

Una de las grandes cuestiones realizadas en la astronomía moderna es que como sería nuestra galaxia vista desde el exterior, por nuestros futuros visitantes. Como parte del Estudio Bessel, utilizando el Very Long Baseline Array (VLBA), los astrónomos son capaces de hacer mediciones más precisas de distancias cósmicas. El VLBA utiliza una red de 10 telescopios que trabajan juntos para averiguar lo lejos que se encuentran las estrellas y otros objetos.

Es difícil calcular la distancia de la Tierra a otras estrellas. Generalmente, los astrónomos utilizan una técnica llamada paralaje. La técnica del paralaje es un fenómeno que consiste en el desplazamiento aparente de una estrella cercana sobre el fondo de otras estrellas más lejanas, a medida que la Tierra se mueve a lo largo de su órbita alrededor del Sol. El VLBA llevó a cabo una búsqueda de lugares en nuestra galaxia donde las moléculas de agua y metanol (también conocido como máser) mejoran las ondas de radio -

similar a cómo los láseres fortalecen las ondas de luz. Masers son como faros estelares de radiotelescopios.

Entre 2008 y 2012, el VLBA rastreó las distancias (y los movimientos) de varios masers a una mayor precisión que antes, lo que lleva a los nuevos hallazgos. Gracias a ello se está consiguiendo crear un mapa de nuestra propia galaxia con un gran resultado que será público en próximos meses.

Fuente: National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

El nuevo mapa de nuestra galaxia, ¿donde estamos en realidad?

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Estrellas mas rápidas quieren salirse de la Vía Láctea El Sol está corriendo a través de la galaxia a una velocidad que es 30 veces mayor que un transbordador espacial en órbita. La mayoría de las estrellas viajan a una velocidad relativamente similar. Pero ciertas estrellas rompen ese límite de velocidad… Aproximadamente estas estrellas, una de cada mil millones, viajan a una velocidad tres veces superior a la de nuestro sol.

En este caso son tan veloces que pueden escapar fácilmente de la galaxia. Se han descubierto docenas de estrellas que superan esta “hipervelocidad”. Pero… ¿Por qué estas estrellas viajan a mayor velocidad que el resto de las estrellas de la galaxia? Si observamos las estrellas, hay que tener en cuenta su velocidad y dirección. A partir de estas mediciones se puede rastrear su origen. Resultados de investigaciones llevadas a cabo anteriormente, indican que las estrellas se mueven más rápidamente cuanto estas están más cerca del centro galáctico. Ahora tenemos una idea

aproximada de dónde estas estrellas obtienen su velocidad, pero no la forma en que llegan a velocidades tan altas. El primer proceso para ello tiene gran parte de culpa el agujero negro supermasivo (Sgr A) que se ubica en el centro de nuestra galaxia. Cuando un sistema binario (grupo de dos estrellas orbitando mutuamente) es capturado por este agujero negro, una estrella puede ser capturada mientras que otra puede ser arrojada a velocidades alarmantes hacia fuera del agujero negro. También podría darse el caso de que en un mismo sistema binario se produzca una explosión de supernova. Cuando una de ellas explota en forma de supernova, la otra puede ser empujada por la misma fuerza de la explosión a la velocidad suficiente como para poder escapar de la galaxia. La probabilidad de que una supernova interrumpe un sistema binario es mayor que 93%, pero ¿la estrella secundaria, que probabilidad tiene de poder escapar del centro galáctico? Pues entre un 4% y 25%.

¿Sabias que?

La masa del Sol es 1.98892 x 1030

kilogramos. Esa es una cifra muy

grande, y es muy difícil ponerlo en

contexto, por lo que vamos a escri-

bir la masa del Sol, con todos los

ceros:

1.988.920.000.000.000.000.000.000

.000.000 kilogramos.

Vamos a dar algunas comparacio-

nes. La masa del Sol es 333.000 ve-

ces la masa de la Tierra. Es 1.048

veces la masa de Júpiter, y 3.498

veces la masa de Saturno. De he-

cho, el Sol representa el 99,8% de

toda la masa de todo el Sistema So-

lar.

El Sol es enorme, pero no es la es-

trella más masiva que hay. De he-

cho, la estrella más masiva que co-

nocemos es Eta Carinae, que tiene

una masa de 150 veces la masa del

sol. La masa del Sol disminuye len-

tamente con el paso del tiempo.

Hay dos procesos que influyen. El

primero es el de las reacciones de

fusión en el núcleo del Sol, la con-

versión de los átomos de hidrógeno

en helio. La segunda forma es el

viento solar, que sopla constante-

mente protones y electrones en el

espacio exterior.



El campo magnético terrestre es vital para mantener la atmósfera en el lugar, según un estudio llevado a cabo por expertos de la Agencia Espacial Europea (ESA), que aprovecharon una alineación de planetas durante el paso de una ráfaga de viento solar para comparar los efectos de protección del campo magnético de la Tierra con la atmósfera 'desnuda' de Marte. La alineación tuvo lugar el 6 de enero de 2008 y para llevar a cabo esta comparación se usó el Cluster de la ESA y las misiones Mars Express, que proporcionaron los datos de la Tierra y Marte, respectivamente. Así, los científicos compararon la pérdida de oxígeno de las atmósferas de los dos planetas afectados por una misma corriente de viento solar y descubrieron que la atmósfera marciana perdía diez veces más que la Tierra. Los expertos han explicado que esa diferencia tendría un impacto "dramático" tras miles de millones de años, dando lugar a grandes pérdidas de atmósfera en el planeta rojo. Ante estos resultados, la ESA ha señalado que el

hecho de que la atmósfera terrestre pierda menos cantidad de oxígeno demuestra la eficacia del campo magnético de la Tierra para desviar el viento solar y para proteger el planeta.

El autor principal del estudio, Yong Wei, ha apuntado que "el efecto protector del campo magnético era fácil de entender y de demostrar en las simulaciones por ordenador" y, ahora, al hacer las mediciones durante una alineación planetaria, cuando los dos planetas estaban siendo golpeados por exactamente la intensidad de viento solar, "se ha podido demostrar en la realidad".

Después de este hallazgo, los expertos esperan extender su trabajo con nuevas mediciones de las sondas espaciales en Venus. En este sentido, la agencia europea ha indicado que la mediciones en Venus proporcionarán una perspectiva nueva sobre el tema, porque al igual que Marte, que no tiene campo magnético global. Sin embargo, es similar a la Tierra en tamaño y tiene una atmósfera mucho más gruesa.

El campo magnético terrestre, vital para fijar la atmósfera

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Se cumple un año del transito de Venus El pasado día 6 de junio, se celebró el primer año del evento solar del siglo. Se trataba del transito de Venus por el disco solar.

El pasado 6 de junio de 2012, Venus paso por delante del Sol durante varias horas. En España únicamente fue visible a través de satélites, ya que cuando el evento sucedió, en nuestro país estábamos en plena madrugada.

Venus empezó aparecer por la corona solar a ultimas horas del día 5 de junio del 2012, concretamente a las 22.09 horas UT. Con el paso de las horas, Venus cada vez se centraba mas hacia la cara geoefectiva solar. El transito finalizaba a las 04.46 horas UT del día 6 de junio del 2012, dando de sí una noche llena de espectáculos. Este evento fue único, ya que la próxima vez que volverá a suceder será en el año 2117.

El tránsito le otorgó a los científicos varias oportunidades de estudio, como por ejemplo:

- La medición de la caída del brillo de una estrella cuando es transitada por un planeta (Venus, en este caso), lo cual probablemente le resulte de ayuda a los astrónomos en la búsqueda de exoplanetas. A diferencia del tránsito de 2004, el de 2012 ocurrió durante una etapa activa del ciclo de 11 años del Sol, por lo cual pudo haber proporcionado datos para la detección de planetas que orbitan estrellas variables con gran cantidad de manchas

- La medición del diámetro aparente de Venus durante el tránsito, para compararla con su diámetro previamente calculado. además, esto ha aportado información sobre cómo estimar el tamaño de exoplanetas.

- Observación de la atmósfera de Venus simultáneamente desde los telescopios en tierra y la nave espacial Venus Express. Esto otorgó una mejor oportunidad de comprender el nivel intermedio de la atmósfera de la que es posible obtener de un solo punto de vista a la vez, y debería proporcionar nueva información acerca del clima del planeta.

- El estudio mediante espectroscopia de la atmósfera de Venus, cuyo resultado, relacionado con lo que ya se sabe de ésta, permitirá establecer una base para el análisis de exoplanetas con atmósferas desconocidas.

- El Telescopio Espacial Hubble empleó la Luna como espejo para estudiar la luz reflejada por Venus para determinar también la composición de la atmósfera.

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-El Sol es una de entre las 200 mil millones de estrellas ubicadas en la Via Láctea. -La masa del Sol es 1,989 x 10^30 kg (Aproximadamente 2 millones de billones de billones de kilogra-mos). -La producción de energía del Sol es de 386 billones de billones de megavatios. -La Tierra recibe 94 mil millones megavatios de energía de Sol. Esto equivale a 40.000 veces la demanda de potencia de Estados Unidos en una sola semana. -La reacción que tiene lugar en el núcleo del Sol es la fusión nuclear, al igual que el de una bomba de hidrógeno. -Cada segundo 700 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en 695 millones de toneladas de helio y 5 millones de toneladas de energía en forma de rayos gamma. -Cada segundo el Sol pierde 4 millones de toneladas de material. -La temperatura del Sol en su núcleo es de 14 millones de grados Kelvin. -La presión en el núcleo del Sol es de 340 millones de veces la presión en la atmósfera de la Tierra. -La densidad de la materia en el núcleo del Sol es aproximadamente 150 veces la densidad del agua en la Tierra. -Se tarda hasta 50 millones de años para que la energía producida en el núcleo del Sol pueda llegar a la superficie. -Si el Sol dejara de producir energía hoy, se necesitarían 50 millones años para que los efectos se sintie-ran en la Tierra. -Si una gota del materia del núcleo del Sol se coloca en la superficie de la Tierra, no habría organismo vivo que sobreviviera en una distancia de 150 km de esa gota. -El diámetro del Sol es equivalente al diámetro de 109 tierras. -El área de superficie del Sol es equivalente a la de 11.990 tierras. -Cada 11 años los polos magnéticos del Sol se invierten, y cada 22 años se completa un ciclo completo magnético. -La luminosidad del Sol es equivalente a la luminosidad de 4 billones de billones de bombillas de 100 vatios. -Todo el carbón, el petróleo, el gas y la madera en la Tierra sólo se mantendría el ardiente sol durante unos días. -Un trozo de la superficie del Sol del tamaño de un sello de correos brilla con el poder de 1.500.000 ve-las.

-En cualquier lugar de la Tierra, un eclipse solar total se produce en un promedio de una vez cada 360 años. -Un máximo de 5 eclipses solares sólo puede ocurrir en un año. -La edad del Sol es de 4570 millones años. -El tiempo de vida esperado del Sol es de otros 5 mil millones de años. -El Sol se mantendrá como una enana blanca indefinidamente después de 7900 millones años.

-La luz del sol tiene un lado positivo también. La luz del sol ayuda en la liberación de la vitamina D en el cuerpo humano, y que mejora el estado de ánimo de las personas mediante la estimulación de su cuer-po a producir hormonas saludables. Para obtener los beneficios de la luz solar, los seres humanos nece-sitamos unos minutos de exposición a la luz solar.

Las mejores 50 curiosidades sobre el Sol


-Si el Sol fuera del tamaño de una pelota de playa, entonces Júpiter sería del tamaño de una pelota de golf y la Tierra sería tan pequeña como un guisante. -La gravedad en la superficie del Sol es 28 veces la de la Tierra. -Un hombre que pesa 60 kg en la Tierra tendrá un peso de 1.680 kg en el sol. -En volumen, el Sol se compone de 92,1% de hidrógeno, 7,8% de helio y 0,1% del resto de elementos. -El Sol se encuentra a una distancia media de 149,60 millones de kilómetros de la Tierra. -La luz tarda 8,3 minutos en viajar desde el Sol a la Tierra. -Atracción gravitacional del Sol es tan fuerte que, incluso Plutón, ubicado a 5.900.000.000 kilómetros de distancia del Sol, se mantiene en su órbita. -La velocidad de escape de cualquier planeta o estrella es la velocidad necesaria para que cualquier ob-jeto pudiera escapar de la atracción gravitatoria. La velocidad de escape del Sol es de 2,22 millones kiló-metros / h. -La luz tarda 5,5 horas para viajar desde el Sol hasta Plutón, el planeta más exterior. -Proxima Centauri (Alpha Centauri C) es la estrella más cercana al sol. Esto es de 4,3 años luz de sol. -El Sol exhibe rotación diferencial. El período de rotación en el ecuador es de aproximadamente 25 días, mientras que en las regiones polares es tan alto como 36 días. -El Sol orbita alrededor del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, una vez cada 240 millones de años. -El Sol se encuentra a una distancia de 30.000 años luz del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea y se encuentra en uno de sus brazos espirales. -El Sol, junto con los plantas del sistema solar, órbitan alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea a una velocidad de 217 km/s. -El Sol ha dado la vuelta a la galaxia de la Vía Láctea 20 veces sólo desde su formación. -Alrededor de un billón de neutrinos procedentes del Sol pasan a través de su cuerpo mientras lees esta noticia.

-La cantidad de energía solar que llega a la atmósfera de la Tierra (conocida como la constante solar) es equivalente a 1,37 kw de electricidad por metro cuadrado. -La cantidad de energía que alcanza la superficie de la Tierra al Sol es de 6.000 veces la cantidad de energía utilizada por todos los seres humanos en todo el mundo. -La cantidad total de combustible fósil utilizado por los seres humanos desde la primera civilización, equivale a menos de 30 días de la energía que llega a la superficie terrestre del Sol. -Los eclipses solares son visibles en un camino recto de un máximo de 269 km de ancho. -Un eclipse solar total no puede durar más de 7 minutos y 40 segundos.

-A pesar de que se considera el Sol como una estrella mediana, es más brillante que el 85% de las estre-llas de nuestra galaxia. -El Sol es una estrella de segunda generación, es decir, fue formada por los restos de otra estrella ante-rior. Esto se conoce por su poco contenido de hierro en su interior. -Durante los siguientes 5000 millones de años, aproximadamente, el brillo del Sol crecerá a un ritmo constante a medida que se acumula más helio en su núcleo. A medida que disminuye el suministro de hidrógeno, el núcleo del Sol deberá continuar produciendo suficiente presión como para evitar que se colpase sobre si mismo. La única forma que tiene de hacer esto es incrementar su temperatura y for-mar nuevos componentes en su núcleo. Finalmente el hidrógeno se agotará y llegará el fin de nuestra estrella. -100.000.000.000 toneladas de dinamita deberían de detonarse para que coincidiera con la energía del Sol cada segundo.

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

Hay quienes han sugerido desde hace bastante tiempo, que los terremotos se pueden activar o reforzarse por la actividad solar, que, de hecho, excepcionalmente potentes llamaradas solares, eyecciones de masa coronal y otros fenómenos de nuestra estrella puede causar que la corteza del planeta pueda cambiar, sacudirse y estremecerse. Sólo que eso no es simplemente verdad - al menos, no de acuerdo con un estudio reciente realizado por investigadores del USGS.

Los investigadores Dr. Jeffrey Love de la United States Geological Survey y el Dr. Jeremy Thomas de Northwest Research Associates compararon datos históricos de la actividad solar y de terremotos en todo el mundo y no se encontraron correlaciones definitivas ... nada que sugiriera que exista una influencia directa. "Recientemente ha habido un gran interés en el tema por parte de la prensa popular, probablemente debido a un par de los terremotos más grandes y muy devastadores y que coincidieron con tormentas geomagnéticas moderadas días antes. Esto nos motivó a investigar por nosotros mismos si era o no verdad, pero la prueba esta es que únicamente fue una coincidencia ya que no se ha vuelto a repetir ".

Jeffrey Love, geofísico del USGS Investigación "Ha habido algunos terremotos, como el terremoto de Chile de magnitud 9.5 en 1960, donde, efectivamente, había más manchas solares y más actividad geomagnética que, en promedio," dijo el Dr. Love. "Pero para el terremoto de Alaska en 1964 todo estaba más bajo de lo normal. No hay un patrón claro entre la actividad solar y la actividad sísmica, por lo que nuestros resultados no fueron concluyentes”.

Básicamente, a pesar de que nuestro planeta orbita dentro de la atmósfera exterior del Sol, y que están sujetos a la meteorología espacial que crea - y todavía hay mucho que aprender acerca de eso - observaciones no indican ninguna relación entre las manchas solares, llamaradas y CMEs y el desplazamiento de la corteza de nuestro planeta."!Por supuesto, eso no quiere decir que realmente existe una relación indirecta!" dijo el Dr. Love. FUENTE: Geophysical Research Letters

¿Existe relación entre la actividad sísmica y la actividad solar?



En la actualidad (aunque estos días las situación esté muy calmada), estamos en el periodo del máximo de intensidad del ciclo solar, en el cual son más frecuentes las eyecciones de masa coronal, fulguraciones, etc.. Sin embargo, la exposición de radiación en latitudes de crucero en aeronaves se ha reducido notablemente. Este

fenómeno ha sido confirmado por investigadores del Centro Aeroespacial Alemán DLR. El campo magnético solar crea la heliosfera magnética, una magnetosfera gigantesca que cubre todo el sistema solar y nos protege de las radiaciones cósmicas externas. Actualmente el viento solar es más fuerte, y por ello el campo magnético solar se ve reforzado. A consecuencia de ello, menor cantidad de partículas energéticas de la galaxia llegan a nuestro sistema solar y a nuestro planeta Tierra.

La actividad solar realmente no es la que más afecta a la radiación atmosférica, y a los vuelos comerciales, ya que la emisión de partículas del Sol tienen mucha menor energía que los rayos cósmicos. Sin embargo,

cuando estas partículas procedentes del Sol llegan a la Tierra a bastante por encima de donde viajan los vuelos comerciales y aeronaves (unos 10 km aproximadamente), se produce una lluvia de sub-partículas, es decir, las partículas se subdividen en partículas secundarias.

Los resultados indican que respecto el mínimo solar al máximo solar, existe un 15% de diferencia de cantidad de partículas de rayos cósmicos en la atmósfera terrestre. El mejor lugar para estudiar este tipo de fenómenos es hacia los polos magnéticos, donde las líneas de campo magnético llegan a la superficie, las partículas cósmicas de alta energía entran en la atmósfera, en gran parte afectada por este campo. Las tormentas solares, hablando estrictamente eventos de partículas solares asociados a la emisión de partículas de alta energía, pueden, en principio,

dar lugar a un aumento significativo de la exposición a corto plazo, especialmente en las regiones polares.

Los últimos resultados muestran que, incluso en las rutas polares, la exposición a la radiación de las tripulaciones está muy por debajo de los límites de dosis. Sin embargo, los investigadores están trabajando en el desarrollo de protocolos de advertencias a tiempo real en las operaciones de vuelo para mantener la exposición a la radiación de la tripulación y los pasajeros tan bajo como sea razonablemente posible.

La actividad solar reduce la exposición de radiación en el aire

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*Posición de los planetas a fecha de 1 de julio



La constante solar es la cantidad de radiación electromagnética que llega desde el Sol a una distancia de 1 unidad astronómica (la distancia media entre la Tierra y el Sol) y que cae en una superficie perpendicular específica. Medido por los satélites en el espacio, la constante solar es de 1.366 Kilovatios por metro cuadrado.

El sol da la radiación electromagnética de todo el espectro, desde las ondas de radio hasta el infrarrojo, la luz visible a través de luz ultravioleta a los rayos X. Si se pudiera sumar la energía de toda esta radiación, obtendríamos la radiación total solar. La constante solar es la cantidad de la radiación total solar que choca contra un área perpendicular al sol.

Por supuesto, la cantidad de luz solar real que

vemos aquí en la superficie de la Tierra es una fracción de la constante solar. Eso es porque la atmosfera bloquea gran parte de esta radiación. También se recibe menor cantidad de luz solar dependiendo de la ubicación donde nos situemos en la Tierra y el ángulo de distancia del Sol. El sol en realidad emite alrededor de 2 mil millones de veces más de energía que lo que recibe la Tierra. La cantidad de radiación recibida por la tierra también cambia en función de su punto de la órbita. Dado que la Tierra sigue una órbita elíptica alrededor del Sol, en su punto más cercano de la órbita, la cantidad de energía que recibe es en realidad 1.413 kW/m^2 y en su punto más lejano, que sólo recibe 1.321 kW/m^2.

La constante solar

La luz y calor que aprecias ahora se formó hace muchos años…

Los rayos de luz que estas apreciando o el calor que estas notando por tu piel, fue producido hace miles de años en el núcleo del Sol. Pero si esto es

cierto, ¿porque decimos que la luz tarda 8,3 minutos en llegar del Sol a la Tierra?

Cuando las partículas del Sol salen del núcleo, entran dentro de la capa radiativa solar. Esta capa se encuentra fuertemente ionizada, lo cual hace que la radiación emitida por el Sol sea absorbida y remitida miles de veces hasta que estas partículas consiguen escapar de dicha capa.

Esto sucede porque la energía (mayoritariamente rayos X) colisiona entre la materia y sus propias partículas.

Este proceso de escape tiene una duración de varios miles de años, por ello podemos decir que los rayos de Sol que estamos observando ahora mismo se formaron hace miles de años en el núcleo de nuestro astro rey…

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El fenómeno mostrado en imágenes se le llama Parhelio o Sundog (en inglés) y es un simple fenómeno natural y atmosférico donde se pueden observar manchas brillantes adicionales en el cielo en ambos lados del Sol. En ocasiones se puede apreciar el arco completo como es el caso. Suele suceder raramente pero vamos a tratar de explicar por qué sucede…

Este fenómeno se produce cuando la luz del sol pasa a través de los cristales de hielo que hay en la atmosfera. Estos cristales de hielo hacen que la luz del Sol se doble un mínimo de 22º. Todos los cristales refractan los rayos de Sol, pero solo se ven los que se curvan hacia nuestros ojos. Debido a que por ello se obtiene una mínima visión del fenómeno, la luz parece más concentrada a partir de los 22º de distancia desde el Sol, alrededor de 40 veces el tamaño del Sol en el cielo. A partir de ese punto es donde se obtienen los arcos, halos y puntos brillantes.

Puede suceder en cualquier momento del año y desde cualquier lugar de la Tierra, aunque son más fáciles de ver cuando el sol está bajo en el horizonte.

La luz del Sol en los SunDogs no tiene unos colores preestablecidos. La luz se refracta en partes iguales por los cristales de hielo, y por lo tanto no vemos los colores divididos como lo hace un arco iris.

El fenómeno llamado

Parhelio...

Stockholm, Suecia

Cerca de Stavanger, Noruega

Polo sur

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7 cosas que probablemente no sabías sobre el solsticio de verano...

15 horas de sol

El 21 de junio (o el 20, si el año es bisiesto), el día más largo del año, tiene aproximadamente unas 15 horas; es decir, que el sol bañará el planeta a la altura de la Península Ibérica durante todo ese tiempo, que son 6:20 horas más que durante del solsticio de in-vierno. Ese es uno de los motivos por los que al co-mienzo del verano tendemos a estar más alegres, de mejor humor y con una visión más positiva.

Este día, en Madrid el sol saldrá a las 6:45 y se pon-drá a las 21:48.

¿Por qué?

Los solsticios se producen por la in-clinación del eje norte-sur de la tie-rra 23,4 grados relativos a la eclípti-ca, el plano de nuestro sistema so-lar. Esta inclinación causa que distin-tas cantidades de luz solar alcancen diferentes regiones del planeta du-rante la órbita de la tierra alrededor del sol.

Un sol de 24 horas

En cuanto más nos acercamos al Polo Norte, más cor-ta será la noche del 21 de junio. De hecho, el sol no llega a ponerse en el Círculo Polar Ártico durante el solsticio de verano, tan solo toca ligeramente la línea del horizonte, para volver a elevarse y dar paso al siguiente día. Es decir, que el sol brilla durante las 24 horas del día.



7 cosas que probablemente no sabías sobre el solsticio de verano...

5.000 años de fuego para la noche

El solsticio de verano se viene celebrando desde los tiempos más tempranos de la civilización humana, hace cerca de 5.000 años. Se creía que el sol no volvería a su esplendor, ya que después del solsticio los días son más cortos; por eso, se celebraban todo tipo de ritos de fuego para simbolizar el poder del sol y ayudarle a renovar su energía.

Noche de brujas

En diversas culturas de todo el mundo existen numerosas leyendas fantásticas sobre la “magia” de esta noche. La ma-yoría de ellas coinciden en que se trata de un período en el que se abren las “puertas” que conectan este mundo y el otro. Pero más allá de los cuentos populares, en el mundo terrenal existen muchos casos de desapariciones bastante enigmáticas.

Los mayas y el solsticio

Recientemente se ha descubierto que el Templo de Ku-kulkán situado en la península de Yucatán, en México, presenta un fenómeno luminoso especial durante los solsticios; y es que, al parecer, los mayas tampoco pasa-ban por alto este fenómeno astronómico. Al amanecer y durante unos 15 minutos, la mitad de la pirámide está iluminada mientras la otra mitad permanece en la oscuri-dad: los rayos del sol iluminan las fachadas nornordeste y estesudeste, y las oeste noroeste y sursuroeste perma-necen en total oscuridad. Lo mismo sucede en el solsticio de invierno al atardecer, solo que las fachadas que se iluminan son las contrarias.


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Las mejores Auroras Boreales

Christopher R. Gray , Norte de Canadá

Cristiano Begeman, al

oeste de Colton, Dakota

del Sur

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Chris Graham en el norte

de Canadá

ISS

(International

Space Station)

Estación

Espacial

Internacional

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

¿Como prepararse ante la peor tormenta solar? (PARTE I)

Consejos y prevención

Lo más importante es tener hablado este asunto con un grupo de personas (cuanto antes mejor porque el tiempo pasa rápidamente), no demasiado numeroso, con una forma de pensar similar y dispuestos a actuar inmediatamente. Nadie podrá enfrentarse por sí solo a un evento de esta naturaleza. Igualmente permanecer en núcleos densamente poblados puede suponer un problema infranqueable. Es vital tener repartidas las tareas en caso de que ocurra algo así; trazar un plan que reparta funciones a cada persona y que exista la figura del líder.

Nada más ser conscientes de que la tormenta solar ha comenzado deberemos protegernos inmediatamente de los posibles fenómenos posteriores (y acudir a un refugio si fuese viable). Así mismo debemos proteger los equipos eléctricos desenchufándolos y envolviéndolos en papel de aluminio (por ejemplo: una radio) o metiéndolos en maletines de aluminio (por ejemplo: un ordenador).

Contar con cobijo en una masía o similares, alejada de las ciudades (pero no en exceso), de los cruces de alto-voltaje, de los tendidos eléctricos y de las concentraciones de gente, esto será absolutamente vital para nuestra supervivencia. No deberá excederse la capacidad límite de su superficie: 4 personas por estancia como máximo. Una estancia puede ser una habitación o no ya que, por poner un ejemplo, un salón puede tener un uso polivalente. A la hora de repartirlas, cada familia ocupará una misma estancia por razones de intimidad y de descanso. Puesto que la seguridad quedará inmediatamente comprometida y la vigilancia de protección será imprescindible, las personas deberán turnarse para dormir lo que implica no poder dormir siempre de noche.



Tendremos que conocer a la perfección, con los ojos cerrados, rutas diferentes de acceso en vehículo y a pie para desplazarse por los alrededores y sobre todo desde la masía al núcleo urbano más cercano y viceversa. Así mismo será importantísimo poder desplazarse en un radio de al menos 15 kilómetros con la misma precisión y confianza. Podrían darse situaciones imprevisibles de pánico que podrían implicar el abandono temporal de la masía.

La masía deberá disponer de terreno para poder cultivar y alimentarse con hortalizas y frutas. Hay que prepararse para sobrevivir de forma autónoma durante al menos dos años, el doble sería más realista. En Estados Unidos ya se han realizado estudios serios que, ante un acontecimiento de esta envergadura, reconocen la imposibilidad de restablecer las fuentes de energía y telecomunicaciones durante varios meses e incluso años en la hipótesis más adversa.

La masía deberá tener una fuente de agua cercana: río y/o pozo y tener instalado un almacenador de agua de lluvia.

El acopio de material necesario debe realizarse sin prisas pero sin pausas y siempre será incompleto si lo comparamos con el confort de nuestra actual vida cotidiana pero la lista que se presenta a continuación es básica para la supervivencia.

El dinero tendrá escaso o nulo valor (aunque en efectivo podrá ser algo útil inicialmente a diferencia de las tarjetas de débito/crédito) y el trueque se convertirá en la única moneda de cambio.

Prepárese sicológicamente para ser robado.

PRÓXIMOS CURSOS DE OIPE

Objetivos del curso: - Dotar a los participantes de los conocimientos necesa-

rios para afrontar situaciones sanitarias de emergencia en la montaña

- Dar a conocer el material necesario para utilizar en es-

tas situaciones - Conocer y dominar el uso de las técnicas necesarias

Dirigido a:

Personas interesadas en conocer técnicas de primeros

auxilios para enfrentarse a situaciones de emergencia sanitaria en la montaña. No son necesarios conocimien-

tos previos ni equipo.

Equipo docente: Paramédico: Adrián Gabino Calderón

Contenido del curso:

1. Introducción. 2. Reanimación.

3. Heridas abiertas y cerradas 4. Fracturas abiertas y cerradas

5. Picaduras y mordeduras.

6. Deshidratación, hipotermia y golpes de calor 7. Inmovilizaciones en caídas

Se expedirá certificado de asistencia de aprovechamiento

del curso.

Duración:

El curso dura todo el día. Lugar : Cerro de las mitras , Monterrey

Hora: 9:00 A.M Fecha: 6 de Julio

Cuota: 40 Pesos

Plazas limitadas Para dudas o información llamen al teléfono:

8119167430 a/a Luis Cruz , organizador.

24


26

Misiones para la meteorología espacial (PARTE I)

Es interesante observar el cielo

nocturno y ver esos diminutos puntos

luminosos desplazándose a velocidad

constante y de forma recta por el cielo.

Como estrellas que se desplazan

lentamente, así vemos a nuestros

satélites. Se cuentan por cientos, y

tienen diferentes misiones, como

observación, estudio, comunicaciones,

espionaje, entre otros. El Sol y su

actividad también es materia de

observación y estudio, y para eso se ha

desplegado, y aun se despliega, una

serie de misiones para comprender

mejor este mundo. Les proponemos un

viaje a través de estas misiones, para

ver progresivamente el avance en el

conocimiento del clima en el espacio.

A continuación, una lista de las misiones que describiremos, la fecha de lanzamiento, y la relación que

tienen con el estudio de la meteorología espacial.

Satélite fecha de lanzamiento Objetivo

Voyager 2 20 de agosto de 1977 Ambiente espacial y heliopausa

Voyager 1 5 de setiembre de 1977 Ambiente espacial y heliopausa

Geotail 24 de Julio de 1992 Magnetosfera y magnetocola terrestre

Wind 1 de Noviembre de 1994 viento solar y campo magnético en órbita polar

SOHO 2 de noviembre de 1995 estudio y observacion solar

Cluster 16 de Julio y 9 de Agosto de 2000 Magnetosfera terrestre

Double Star 9 de Julio de 2001 Magnetosfera terrestre

TIMED 1 de Diciembre de 2001 Ionosfera y Termosfera terrestres

RHESSI 5 de Febrero de 2002 Mapa del Sol en rayos X

TWINS 28 de Julio de 2006 y 20 de Marzo de 2008 Corriente de anillo

Hinode 22 de septiembre de 2006 Temperatura solar y viento solar

Stereo 26 de Octubre de 2006 Imagen estereo solar y CMEs

AIM 25 de Abril de 2007 Observación de nubes mesosféricas polares

Themis 17 de Febrero de 2007 Magnetosfera, subtormentas, auroras.

CINDI 16 de Abril de 2008 Estudio de fenómenos en la ionosfera

IBEX 19 de Octubre de 2008 Estudio de la Heliosfera

SDO 11 de Febrero de 2010 Estudio del Sol

En este número de Sol y Ciencia, repasaremos las primeras sondas que estudiaron en este sentido, aque-

llas que son conocidas por las fotos y datos que tomaron de los miembros más lejanos de nuestro sistema

solar, y por su excepcional longevidad, las sondas Voyager.

Misiones solares—SOL Y CIENCIA

27



La misión Voyager

Se conoce como Voyager a una misión formada por

dos sondas espaciales de la NASA, lanzadas desde

Cabo Cañaveral. Originariamente formaban parte

del programa Mariner, y serían denominadas

Mariner 11 y 12, respectivamente. Fueron lanzadas

en 5 de septiembre de 1977 ( Voyager 1) y va en

dirección del centro galáctico; y el 20 de agosto de

1997 (Voyager 2), que pasará a 1,7 años luz de la

estrella Ross 248. Actualmente, las sondas estudian

el ambiente del sistema solar exterior, esperando

que su vida útil sea suficiente para llegar a la zona

denominada heliopausa (la frontera del campo

magnético solar). Se tenía previsto que duraran 5

años, y ya han cumplido los 35, lo que las ha hecho

una de las joyas de la exploración espacial, gracias

a sus generadores eléctricos de radioisótopos ( que

garantizan la comunicación con la Tierra hasta

2025, aunque su buen estado indica que podrían

durar aun más) y una correcta y sabia adecuación

del uso del instrumental que llevan a bordo. Los

datos se reciben actualmente en la Red del Espacio

Profundo DSN, con una potencia de transmisión del

orden de 10-17,26 milivatios (degradada por la

distancia). Ésta recibe señales desde, entre otros

lugares, el MDSCC (Madrid Deep Space

Communication Complex), tomándole 14 horas 20

para llegar y otras tantas para volver. Imaginen lo

que sería chatear con estos intervalos.

Precisamente, El 4 de noviembre de 2011, personal

de la Red del Espacio Profundo de la NASA

enviaron comandos a la Voyager 2 para activar el

propulsor de reserva que controla la dirección de la

nave espacial. Dicha estrategia permitirá a esta

nave, de 34 años de edad, reducir la cantidad de

energía necesaria para operar usando propulsores

no usados anteriormente, y al reducir el consumo

de energía, su vida útil se podría alargar incluso

otra década. La nave transmitió los resultados de la

maniobra el 13 de noviembre de 2011 y se

recibieron en la Tierra el 14, un día más tarde.

28

La Voyager 1 alcanzó su máximo acercamiento a Júpiter el 5 de marzo de 1979, pudiendo obtener datos importantes acerca de, entre otros, el campo magnético de Júpiter, el más grande de los planetas del Sistema Solar. Con el tiempo, se ha podido también fotografiar “auroras” en los polos de Júpiter y Saturno, y gracias a las Voyager, podemos asociarlas exitosamente a un fenómeno común en todos los planetas con campo magnético frente a las partículas solares cargadas. En particular, la Voyager 2 fue la responsable del descubrimiento del campo magnético de Urano, de la misma intensidad que el terrestre, y con una orientación peculiar que hace pensar que el

agua que contiene en su interior le estaría sirviendo como conductora eléctrica. Las sondas Voyager son dos de las 5 sondas interestelares, habiendo alcanzado velocidad de escape. Las otras son las Pioner 11 y 12, y la New Horizons, siendo la Voyager 1, una sonda de 722 kilogramos la más rápida de todas, viajando a 17 Km/s gracias a los tirones gravitacionales asistidos que hizo( apoyarse en la gravedad de un planeta para salir catapultado), aunque se está frenando sin causa conocida. Esta sonda ha entrado en la Heliofunda, el 7 de Julio de 2009, la barrera formada por la heliosfera en contacto con el “viento interestelar” .El 10 de diciembre de 2007, la Voyager 2

descubrió que el sistema solar no tiene una forma esférica, sino ovalada, debido al campo magnético interestelar del espacio profundo, algo que tiene sentido observando el campo magnético de los planetas frente al viento solar. La Voyager 1 nos envía así datos que nos hacen comprender muchísimo mejor el comportamiento del magnetismo solar, y cómo nos protege de la radiación de otros cuerpos estelares. Su importancia radica en que, así como en los eventos de protones, fulguraciones, o CMEs, el campo magnético terrestre es alterado y comprimido, pudiendo verse afectado y dejar pasar radiación dañina, el campo magnético del Sol también se puede comprimir,



alterar en incluso debilitar, especialmente durante el los ciclos solares. Tener sondas en esas zonas nos descubre día a día nuevas claves para comprender mejor la meteorología espacial. El 14 de junio de 2012 la NASA anunció que la Voyager 1 ha informado de un marcado aumento en la detección de partículas cargadas del espacio interestelar, que normalmente son desviadas por los vientos

solares dentro de la heliosfera. Esto es considerado como el borde del sistema solar a una distancia de 120,07 UA (17,86 mil millones de kilómetros) de la Tierra, ya la sonda comienza a entrar en el espacio interestelar. Como curiosidad, y por si algún lector radioaficionado quiere y puede hacer el intento, el 31 de marzo de 2006, operadores de radio amateur del AMSAT en Alemania, rastrearon y

recibieron ondas de radio provenientes del Voyager 1 usando una antena parabólica de 20 metros (66 pies) en la ciudad de Bochum, con una técnica de integración larga. Los datos fueron comparados y verificados contra los datos de la estación de la Red del Espacio Profundo. Se cree que este es el primer intento exitoso de localización del Voyager 1 por aficionados. Edición: Pablo Gonzalez


30

Durante la mayor parte

dela historia del ser

humano sobre la tierra,

el Sol ha sido

considerado un objeto

de especial importancia.

Muchas culturas antiguas

adoraron al Sol y

reconocieron su

importancia en el ciclo

de la vida, aparte de su

relevancia posicional

para señalar solsticios,

equinoccios y eclipses.

El estudio cuantitativo

del Sol data del descubrimiento

de las manchas solares; el

estudio de sus propiedades

físicas no comenzó hasta mucho

más tarde. Los astrónomos

chinos observaron manchas

solares a simple vista ya en el

año 200 a.C. Pero en 1611,

Galileo utilizó el telescopio,

recién inventado, para

observarlas de modo

sistemático. El descubrimiento

de Galileo significó el comienzo

de una nueva aproximación al

estudio del Sol, que pasó a ser

considerado un cuerpo

dinámico, en evolución, y sus

propiedades y variaciones

pudieron ser, por tanto,

comprendidas científicamente.

El siguiente avance importante

en el estudio del Sol se produjo

en 1814 como resultado directo

del invento del espectroscopio

por el físico alemán Joseph von

Fraunhofer. Un espectroscopio

divide la luz en las longitudes de

onda que la componen, o

colores. Aunque el espectro del

Sol había sido observado ya en

1666 por el matemático y

científico inglés Isaac Newton, la

precisión del trabajo de

Fraunhofer sentó las bases para

los primeros intentos de una

explicación teórica detallada de

la atmósfera solar.

Parte de la radiación de la

superficie visible del Sol (la

fotosfera) es absorbida por el

gas, algo más frío, que hay sobre

ella. Sin embargo, sólo se

absorben longitudes de onda de

radiación particulares, que

dependen de las especies

atómicas presentes en la

atmósfera solar. En 1859, el

físico alemán Gustav Kirchhoff

demostró que la falta de

radiación en ciertas longitudes

de onda del espectro solar de

Fraunhofer se debía a la

absorción de radiación por

átomos de algunos de los

mismos elementos presentes en

la Tierra. Con esto, no sólo

demostró que el Sol está

compuesto de materia común,

sino que también planteó la

posibilidad de obtener

información detallada sobre los

objetos celestes mediante el

estudio de la luz emitida por

ellos. Éste fue el comienzo de la

astrofísica.

La evolución histórica sobre el estudio del Sol

La historia científica—SOL Y CIENCIA

31

El progreso en el conocimiento del Sol ha continuado gracias a la habilidad de los científicos para hacer

observaciones nuevas o mejorar las anteriores. Entre los avances en instrumentos de observación que

han influido de forma significativa en la física solar están el espectroheliógrafo, que mide el espectro de

los rasgos solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el

magnetógrafo, inventado por el astrónomo estadounidense Horace W. Babcock en 1948, que mide la

fuerza del campo magnético de la

superficie solar. El desarrollo de

cohetes y satélites ha permitido a los

científicos observar la radiación en

longitudes de onda no transmitidas a

través de la atmósfera de la Tierra.

Entre los instrumentos desarrollados

para su uso en el espacio se encuentran

los coronógrafos, los telescopios y los

espectrógrafos sensibles a una

radiación ultravioleta extrema y a los

rayos X. Los instrumentos espaciales

han revolucionado el estudio de la

atmósfera exterior al Sol.

Edición: Ignacio Rodríguez



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Últimos datos—SOL Y CIENCIA

Últimos 108 días de datos solares: Mostramos los últimos 108 días de datos recolectados por el satélite GOES 15, pertenecientes a:

1 fila: Rayos X (procedentes a las fulguraciones)

2 fila: Cantidad de manchas solares visibles por día

3 fila: Niveles de protones detectados por el satélite GOES15

4 fila: Nivel de rayos cósmicos detectados por el detector de Moscow

5 fila: Estado del campo magnético terrestre detectado por el magnetómetro del satélite GOES15

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Colaboradores:

Grupo Amateur de Meteorología EspacialGrupo Amateur de Meteorología Espacial

www.ccme.eswww.ccme.es

revista sol y ciencia de game: 3º edición

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