Guía de estudio. Conviertete en un seguidor solar amateur
Ciencia, Solar CME 0:27
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| Guía de estudio de monitoreo solar para aquellos que ya tienen un conocimiento previo del glosario solar. |
La observación del Sol por parte del amateur
Para el aficionado a la Heliofísica la observación del Sol se centra en la fotosfera, la capa visible del Sol. En una simple proyección sobre una placa es posible distinguir las manchas solares oscuras, el entramado de la granulación y las fáculas brillantes situadas en el limbo solar. Utilizando una caja oscura para proyectar o acoplando algún tipo de filtro solar se consigue el contraste suficiente para detectar la estructura de la granulación y los detalles de las manchas, su distribución y el aspecto de sus penumbras. Incluso en época de máxima actividad se puede observar con suerte alguna fulguración en luz visible, un brillo repentino en una mancha que puede durar varios minutos. Desde hace muchos años ha existido entre los aficionados el interés por la observación de la cromosfera mediante filtros Ha, si bien son muy pocos los afortunados que disponen de los medios necesarios.
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| Figura 1. Parte de observacióndiario del Observatorio deCatania |
Métodos de observación
El método de observación típico consta de tres fases, marcaje, dibujo y clasificación-recuento. En la Fase de Marcaje se orienta una hoja de dibujo de acuerdo con la inclinación del eje del Sol respecto al eje de la Tierra y se marcan la posición y contornos de las manchas visibles en una pro-yección sobre placa. En la Fase de Dibujo se completan los contornos con los detalles visibles en proyección a caja oscura, con más aumentos, y se buscan manchas y grupos no marcados en la primera fase. En la Fase de Clasificación y Recuento se identifican y clasifican los grupos de manchas, se hace recuento por regiones del número de manchas solares y se anotan los datos metereológicos y de calidad de imagen.
Hasta hace unos años, los aficionados con pocos medios estaban limitados a la observación en luz visible, pero hoy gracias a Internet, no es necesario ni siquiera poseer un telescopio para estar al día sobre la evolución de las manchas solares y el Número de Wolf. Los físicos solares ponen a nuestra disposición toda la información que se obtiene del Sol diariamente, casi en tiempo real, tanto en bruto como ya procesada, obtenida tanto en observatorios situados en tierra (p.ej. Big-Bear) o desde sondas espaciales (p.ej. el SOHO).
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| Figura 2. Resumen de Regiones Activas ofrecidas por el NOAA |
En cierto modo no es extraño que los profesionales compartan sus observaciones con los aficionados porque a veces su método de trabajo (el de los profesionales) es el mismo, como puede verse inspeccionando el parte de observación diario del Observatorio de Catania (Fig. 1). Este parte consta de un dibujo del disco solar en luz visible, con el recuento y clasificación de sus manchas y fáculas. Esto es exactamente lo que la mayoría de los observadores amateur del Sol hacen casi a diario. Claro que buscando un poco más, uno puede encontrarse con esta tarea completamente sistematizada e informatizada, como se ve en el diagrama de la Fig. 2. En él se muestra sobre el disco solar un esquema de la posición y clasificación de los grupos de manchas. Más allá de la clasificación, se muestra también su extensión este-oeste, su clase magnética y sus coordenadas heliográficas, y todo ello podemos obtenerlo cada día. Visto esto uno se pregunta si puede seguir la actividad solar más allá del visible y de alguna forma novedosa sin tener que invertir un dineral en un filtro Ha. La respuesta es que no solo se puede sino que tenemos la oportunidad de aprender mucho utilizando los datos e imágenes que los profesionales facilitan en Internet como "laboratorio de prácticas" y las publicaciones y artículos (muchos disponibles también en la Red) como "libros de texto". |
El ciclo solar de 11 años Un primer ejemplo es la curva de actividad solar, reflejada por ejemplo mediante el Número de Wolf. Actualmente nos encontramos cerca del máximo de actividad del ciclo 24. El ciclo solar dura unos 11 años, el último máximo ocurrió en 1989 y el último mínimo en 1996 (ver la Fig. 3). |
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| Figura 3. Ciclo solar de 11 años. |
Sin embargo este ciclo no es ni de lejos regular, como se aprecia analizando la serie del número de Wolf desde el siglo XVII. La máxima actividad que se alcanza en cada ciclo varía de un ciclo a otro, y durante muchas décadas la actividad solar fue casi nula, un periodo que se conoce como el Mínimo de Maunder. Se puede encontrar el libros modelos matemáticos que reproducen este comportamiento. Estos modelos pueden ser muy simples, por ejemplo tres ecuaciones con tres incógnitas, pero dan lugar a comportamientos complejos. Esta es la esencia de la dinámica caótica. Con una calculadora programable o un pequeño programa de ordenador se puede reproducir el tipo de comportamiento del ciclo solar, incluidos los mínimos como el de Maunder.
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| Figura 4. La variación de la actividad solar en los dos últimos siglos, y su simulación. |
La clasificación de las manchas solares
La actividad solar es un fenómeno principalmente de magnetismo. Los grupos de manchas o regiones activas son esencialmente dipolos magnéticos sobre la esfera solar. Es mucho más fácil saber qué está pasando o qué va a pasar en una región activa si podemos ver su magnetograma. A la inversa, muchas veces al observar un grupo de manchas en luz visible puede ser fácil imaginar cómo es su configuración magnética sin que nos haga falta ver el magnetograma del grupo. Para esto se estableció la Clasificación de McIntosh de las manchas solares (Fig. 5), que desde los años 60 sustituye a la clasificación de Zurich, que la gran mayoría de amateurs conocerán y utilizarán para clasificar los grupo diariamente en sus observaciones.
Una de las actividades que un obervador puede desarrollar es la observación de fulguraciones, que ocurren donde el campo magnético tiene una configuración inestable y cambiante. La Clasificación de McIntosh permite anticipar si estas condiciones se dan en un grupo o no mucho mejor que la clasificación de Zurich, porque incorpora nuevos parámetros que están más relacionados con las condiciones para la producción de fulguraciones, como son el tamaño y forma de las penumbras (la probabilidad es mayor en penumbras grandes y asimétricas que en pequeñas y simétricas) y la distribución de manchas dentro de un grupo (la probabiliad es mayor en grupos compactos que en grupos abiertos o manchas aisladas).
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| Fig. 5 La clasificación de McIntosh de las manchas solares. |
Imágenes del Sol
En Internet podemos obtener imágenes del Sol de diversos tipos, del disco completo, de regiones activas particulares, de la corona, y dentro de cada uno de estos tipos la imagen puede haberse obtenido en diversas longitudes de onda o en luz visible, o con otros instrumentos que detectan la intensidad del campo magnético.
Por ejemplo en las imágenes de la fila superior en la Figura 6 se muestra la misma región activa en luz visible, Ha y magnetograma respectivamente. En luz visible apreciamos las manchas con penumbra y los poros y manchas sin penumbra. En Ha, que se corresponde con el color rojo, se muestra la región activa a la altura de la cromosfera, y aparecen las fibrillas, que son las delgadas lineas oscuras que se alinean como las limaduras de hierro en un imán de herradura. También aparecen las playas, zonas de mayor intensidad de emisión, y un filamento, el equivalente a una protuberancia vista desde encima sobre el disco solar, que aparece como una línea extensa oscura. Finalmente en el magnetograma se representan en blanco y negro las áreas de distinta polaridad magnética, norte y sur. Se aprecia que fuera de la región activa las dos polaridades se compensan y se mezclan mientras que en la región activa se encuentran ambas polaridades separadas, casi sin mezclarse. Comparando con la imagen en Ha se ve que las fibrillas efectivamente se organizan en torno a los centros de polaridad norte o sur y que el filamento pasa precisamente por la frontera de separación de las dos polaridades.
Figura 6. Tres imágenes de una región activa y tres imágenes del disco solar completo.
Otro ejemplo para comparar el aspecto del Sol en tres longitudes de onda diferentes son las imágenes del disco solar completo en la fila inferior de la Figura 6. En la primera se muestra el Sol en luz visible, y de nuevo se aprecian las manchas, y también las fáculas cerca del limbo, donde el oscurecimiento les otorga mayor contraste respecto al resto de la fotosfera. En la segunda tenemos el Sol en Ha, aparecen diversos filamentos en el disco y protuberancias en el limbo, así como las playas cromosféricas, y hasta cierto punto el entramado que forman las fibrillas. En la última tenemos una imagen en Ca-II, que se corresponden con el violeta-UV, donde se aprecian de nuevo las fáculas, más contrastadas que en luz visible.
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| Figura 7. La región NOAA 9173. |
Veamos qué podemos averiguar de un grupo de manchas a partir de unas imágenes. La región activa NOAA 9173 aparece en la Fig. 7 en visible (cuadro pequeño) y Ha. En luz visible vemos un grupo bipolar, manchas con penumbra en los dos extremos y también en el centro, y focos sin penumbra en los espacios intermedios. No tenemos un magnetograma pero está muy claro que la mitad delantera del grupo tiene una polaridad magnética, y la trasera la contraria. La zona de cambio de polaridad está aproximadamente en la mitad del grupo. En la imagen Ha se ve como las fibrillas se organizan en torno a los extremos delantero y trasero del grupo, como en un imán. Hay que notar aquí unos pequeños filamentos cortos que conectan el extremo delantero con el centro. Estos aparecen justo cuando el grupo todavía está creciendo en extensión, estirándose de este a oeste, y señalan las zonas en las que van a aparecer o están apareciendo nuevos focos o manchas, que son las que se aprecian en imagen en luz visible anterior.
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| Figura 8. La región NOAA 9182. |
Vamos ahora con la región NOAA 9182. En la Fig.8 vemos una composición del grupo (luz visible) a lo largo de varios días girando hacia el oeste. En la primera imagen Ha se ve que se trata de una región bipolar aunque solo hay manchas en un extremo, y un filamento delimita la zona de separación entre las dos polaridades magnéticas. En la segunda imagen Ha vemos cómo la cabeza del grupo se ha desarrollado y hay ahora tres manchas. Afortunadamente tenemos un magnetograma que nos desvela un pequeña sorpresa. En el magnetograma los contornos de líneas blancas continuas indican zonas de una polaridad, y los de lineas discontinuas corresponden a la otra polaridad. Se pueden ver las líneas discontinuas en la parte trasera y las continuas en la delantera. El filamento precisamente recorre la frontera entre estas dos zonas. Pero la sorpresa está en las manchas delanteras. Vemos que las dos más alejadas entre sí son de la misma polaridad, y la tercera, encima de ellas, es de polaridad contraria. Cuando aparecen manchas de distinta polaridad magnética tan cerca unas de otras se dan las condiciones más favorables para que se produzcan fulguraciones, como así ocurrió.
Magnetogramas y regiones de gran escala
Se pueden ver escenas realmente espectaculares sobre la variabilidad y violencia de muchos fenómenos solares, sobre todo en la cromosfera, en Ha y en la corona, pero el origen o sustrato, como ya hemos dicho, no deja de ser el magnetismo que se desarrolla en el plasma solar, en la zona convectiva, y que aflora en la fotosfera, la crosmosfera, la corona y llega hasta el medio interplanetario a través del viento solar. Pero ¿cómo es el aspecto del sol "magnéticamente" hablando?.
Toda la superficie solar presenta magnetismo en mayor o menor medida, aunque es solo en las regiones activas donde el campo magnético presenta su mayor intensidad. En las regiones de gran escala el campo es más débil pero estas regiones juegan un papel importante en el ciclo solar y en la aparición de las regiones activas.
En un magnetograma del disco solar completo (fila superior en la Fig. 9) las regiones activas aparecen como dipolos alineados de este a oeste, una mitad de polaridad positiva, representada en blanco, y la otra de la polaridad negativa, representada en negro. El resto de la superficie solar es magnéticamente neutra, y aparece en colores grises, aunque no por que no se de en ella el magnetismo, al contrario, porque las estructuras magnéticas son mucho más pequeñas y ambas polaridades están muy mezcladas, y no separadas como en las regiones activas.
Comparando magnetogramas del disco solar completo en distintos momentos del ciclo solar de 11 años (la primera columna en la Fig 9. corresponde al mínimo solar, la última al máximo, la central a una situación intermedia) se puede comprobar cómo las polaridades en las regiones del hemisferio norte se orientan al contrario que en el hemisferio sur. También el tamaño y complejidad de las regiones activas crecen en el máximo del ciclo solar. En el máximo las regiones activas aparecen a cualquier latitud entre +40º y -40º de latitud. Después del máximo esta "banda" de actividad se estrecha hasta solo unos 15º a ambos lados del ecuador en el mínimo. En este momento se produce el cambio de ciclo y nuevas regiones activas comienzan a aparecer a latitudes altas, entre 30º y 40º de latitud, como se ve en el primer magnetograma. La región activa más al norte es una de las primeras del ciclo 23 y está alineada magnéticamente al revés que las regiones de su hemisferio cerca del ecuador, que todavía pertenecen al ciclo 22. Habrá que esperar dos ciclos solares para que las regiones activas de cada hemisfe-rio aparezcan con la misma orientación magnética, por eso el ciclo magnético completo en el Sol dura 22 años.
Entre las regiones activas y las zonas en calma se tienen todavía unas regiones de magnetismo débil pero de mayor extensión que las regiones activas, son las regiones de gran escala, que en los magnetogramas aparecen como bandas diagonales de color gris algo más claro o más oscuro (de-pendiendo de la polaridad magnética dominante) que las regiones en calma. Estas regiones de gran escala constituyen el sustrato sobre el que se desarrollan las regiones activas. Los polos geográficos norte y sur del Sol cobran la polari-dad magnética de la región de gran escala que los cubre en cada momento.
Figura 9. Magnetogramas del disco completo, de rotaciones complejas y mapas resúmenes.
Para ver mejor cómo son las regiones de gran escala se construyen mapas de rotaciones completas del Sol, con el aspecto de mapamundis magnéticos (segunda fila en la Fig. 9). A partir de ellos se elaboran mapas esquemáticos o de resúmenes (tercera fila en la Fig. 9), en 5 niveles de gris. Se pueden ver estos esquemas cómo las regiones activas, las zonas de color blanco y negro, parecen ser intensificaciones locales de las regiones de gran escala, que aparecen en gris claro y gris oscuro. Las regiones activas se situan a caballo entre dos regiones de gran escala colindantes. La frontera que separa sus polaridades es la frontera entre las regiones de gran escala sobre las que aparecen. Esa es también la línea sobre la que se puede formar un filamento, y en la práctica, los filamentos se usan como trazadores de las fronteras entre las regiones de gran escala en las imágenes Ha.
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| Espero que te haya servido. Adelante, ya puedes empezar con tus primeras investigaciones solares. |
Fuentes: Grupo astronómico Silos.
Posteado por Valterber
el 0:27.
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Hola! Vivo en Comodoro Rivadavia, cuales son las posibilidades de que en estas latitudes llegue algun efecto de la tormenta solar?, tengo a mi flia informada y preparada para realizar la salida a un refugio, quiero saber si hay algun elemento para cubrirse de la radiacion, en algunos lugares he leido que se debe colocar un plastico de 1cm para evitar. yo realie algo parecido a un chaleco con material utilizado en la construccion, es un poliuretano con cobertura de aluminio de 1cm servira??