Revista Sol y Ciencia de GAME (edición 2)

1

Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica

Publicación nº 2 2013 - Abril/Mayo/Junio - G.A.M.E.

Grupo Amateur de Meteorología Espacial

2

Emplazamiento publicitario gratuito. Contacta con GAME si quieres aparecer en esta pagina: [email protected]

3

egunda edición de

nuestra revista SOL Y

CIENCIA de GAME.

Después del éxito de la

primera edición seguimos

adelante con el proyecto y

cada vez con más y

mayores colaboradores.

Durante la primera edición, la revista Sol y

Ciencia ha sido leída en diferentes países, la

gran mayoría desde Latino-América y España.

En total han sido casi mas de 2.000 lecturas y

mas de 500 descargas desde nuestra web.

Además muchas agrupaciones astronómicas

y observatorios tienen nuestra revista

impresa, lo cual nos ayuda a tener fuerzas

para seguir adelante.

Por ello cada vez nos animamos más a

ampliar los proyectos que realizamos y

fortalecemos nuestro equipo.

Durante los próximos meses, GAME

realizará varios proyectos importantes,

entre ellos la semana de la

meteorología espacial y el evento de

fin de año para el cometa ISON. Entre

ellos también realizaremos otro tipo

de eventos muy curiosos e

interesantes de los cuales la

participación será para todo el

público.

Cada día el Sol nos impresiona más,

y por ello nunca hay que dejar de

observarlo y menos de dejarlo de

prestar atención….

Índice

4

6

7

10

12

14

16

17

18

19

20

22

24

26

35

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

NOTICIAS:

El tercer cinturón perdido de Van Allen.

¿Afectan las tormentas solares a la capa de Ozono?

Variabilidad solar y clima terrestre

La sonda Voyager 1 se abre camino

hacia el espacio interestelar

APRENDE CIENCIA

El rayo solar verde

Heliosismología… La ciencia solar compleja

Las aplicaciones de la Heliosismología

La jaula de Faraday

¿Sabias que? Tamaños diferentes…

Las mejores auroras boreales

COLABORADORES DE GAME:

Nociones de prevención… por GPEC

LA HISTORIA CIENTIFICA

La previsión del letargo solar por GAME

Rotación diferencial solar…

El primer gran cometa del año 2013… Pan-starrs por AstroAnoia

Últimos 108 días de datos solares

4

Noticias—SOL Y CIENCIA

El tercer cinturón perdido de Van Allen.

¿Recuerdas qué es lo que estabas haciendo el pasa-do mes de septiembre? Bueno, pues resulta que las partículas cargadas que bailan alrededor de la Tie-rra estaban muy ocupadas. Ocultas para la mayoría de la población se formaba un nuevo anillo de ra-diación que permaneció junto a nosotros durante todo un mes, antes de ser destruido por una pode-rosa onda de choque interplanetaria.

Ya conocíamos la existencia de otros dos anillos de partículas en nuestra orbita, estos permanecen es-tables en su posición desde su descubrimiento y son lo que se conocen como los cinturones de ra-diación de Van Allen. Pero en nuevo descubrimien-to de un tercer anillo, situado junto en medio de las dos sondas enviadas el pasado agosto por la NASA para estudiar esta región que ha desconcertado a los científicos durante más de 50 años, nos dice que en realidad son aun más extraños de lo que pensábamos. Si se descubriese como se ha forma-do este efímero tercer cinturón podría ayudarnos a desarrollar nuevos sistemas destinados a proteger a los astronautas de las perjudiciales dosis de radia-ción.

Las partículas cargadas procedentes del sol quedan atrapadas por el campo magnético de la Tierra en dos regiones distintas, los cinturones de Van Allen. El cinturón interior, que se extiende desde una alti-tud de 1.600 a 12.900 kilómetros, es bastante esta-ble. Sin embargo, el cinturón exterior, que abarca altitudes que van desde los 19.000 hasta los 40.000

kilómetros, es mucho más variable. En apenas unas horas o incluso minutos los electrones pueden ser acelerados hasta alcanzar velocidades cercanas a la de la luz.

Quieres colaborar con la revista Sol y Cien-

cia aportando un articulo interesante, tie-

nes tienda propia de astronomía y te gus-

taría tener publicidad sobre ella totalmen-

te gratuita, eres una institución astronó-

mica y quieres aportar un apartado de in-

terés, pues contacta con GAME a través de

la dirección: [email protected] Contacta-

remos con la máxima brevedad posible.

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


Cuando las sondas RBSP (Radiation Belt Storm

Probes) comenzaron a recopilar datos el 1 de

septiembre de 2012, uno de estos misteriosos

acontecimientos ya estaba en marcha. "Llegamos

a mitad de la película”, comentó Dan Baker de la

Universidad de Colorado. Pero por lo demás, “lo

que esperábamos era lo que vimos, dos cintas

distintas, separadas”.

Eso cambió un día más tarde, para sorpresa del

equipo, un anillo extra se formó en medio de es-

tos dos cinturones, interior y exterior. ”Lo vimos

desarrollarse ante nuestros ojos”, comento Ba-

ker. El nuevo anillo, media era relativamente es-

trecho, y sus electrones tenían energías de entre

4 y 7,5 megaelectronvoltios, aproximadamente la

misma energía que la observada en el cinturón

exterior.

Aunque el anillo externo nos muestra su incons-

tancia característica, las partículas cargadas atra-

padas en este nuevo cinturón central apenas va-

riaron durante casi cuatro semanas. Finalmente,

tras el impacto de una onda de choque, proba-

blemente relacionada con una explosión de acti-

vidad solar, este desapareció en menos de una

hora el 1 de octubre.

Aunque no está claro como se formó este anillo

central, probablemente esté relacionado con el

evento que causa la aceleración de los electrones

en el cinturón exterior de Van Allen, quizás sim-

plemente han escapado de esta región quedando

atrapados entre los dos cinturones, aunque tam-

bién podrían proceder del cinturón interior, estos

electrones habrían aumentado de energía, aban-

donando así el cinturón alcanzando una mayor

altitud.

¿Sabias qué?

La masa del Sol es de

aproximadamente :

1,989,000,000,000,000,000,000,000,000,000 kilo-

gramos.

El sol pierde masa a razón de cuatro millones de

toneladas por segundo.

6

¿Afectan las tormentas solares a la capa de Ozono?

El ozono, cuya molécula está formada por tres áto-mos de oxígeno, fue descubierto en 1839 por C.F. Schoenbein. Es un gas azulado y de olor fuerte, ve-nenoso para la vida, aún en pequeñas proporcio-nes, debido a su fuerte reactividad. Si bien a nivel del suelo es dañino, sin embargo el ozono presente en la atmósfera es providencial ya que absorbe el componente ultravioleta de la luz solar que es peli-groso para la vida.

Saber cómo evolucionará el agujero de ozono en la atmósfera exige conocer no sólo cómo influye en él la actividad humana, sino también factores natura-les. Por ejemplo, las tormentas solares. la influencia de la actividad solar en el agujero de ozono es muy pequeña en relación a la que ejerce la actividad humana, pero existe. Y si queremos sa-ber si se recupera o no la capa de ozono al cabo de diez, de treinta años, necesitamos conocer todos los factores que influyen.

Durante una tormenta solar la Tierra es ‘bombardeada’ por infinidad de partículas cargadas que alteran la química atmosférica. Una de las con-secuencias de este bombardeo es cierta destruc-ción del ozono. Esto se sabía ya por medidas de ozono en momentos y regiones concretas, pero pa-ra entender el proceso y valorar su alcance es nece-sario conocer los detalles, todos los pasos químicos intermedios, y además hacer medidas en toda la atmósfera. Las gigantescas tormentas solares de noviembre de 2003 agotaron seriamente la capa de ozono sobre el ártico durante ocho meses, sugieren observacio-nes tomadas por satélite. Los niveles del ozono se habrían reducido a apenas el 40% de los niveles normales. El efecto dominó comenzó en octubre y noviembre de 2003, cuando el sol lanzó un chorro nunca antes recordado de radiación y partículas cargadas hacia la tierra. “Nunca hemos visto el ozono en este nivel en el hemisferio norte" dice Co-ra Randall, investigadora del laboratorio de física atmosférica y espacial en la universidad de Colora-do, y parte del equipo de estudio.

Esta fotografía pertenece al 31 de agos-to del 2012 y fue un evento en el cual pudimos observar cómo se eyectó un filamento magnético con un detalle impresionante. Pues esta fotografía del equipo de SDO ha sido ganadora de un premio en “Wikimedia Picture of the Year 2012” quedando en segunda posición y no es para menos, la imagen es impresionan-te… http://commons.wikimedia.org/wiki/Commons:Picture_of_the_Year/2012

Fotografía con premio...


http://commons.wikimedia.org/wiki/Commons:Picture_of_the_Year/2012

http://commons.wikimedia.org/wiki/Commons:Picture_of_the_Year/2012



Variabilidad solar y clima terrestre

En la escala galáctica, el Sol es una estrella notablemente constante. Mientras que algunas estrellas experimentan dra-máticas pulsaciones, y como consecuencia varían mucho en tamaño y brillo, e incluso explotan ocasionalmente, la lumino-sidad de nuestro Sol varía apenas un 0,1% a lo largo de su ciclo solar de 11 años.

Sin embargo, los investigadores están comenzando a darse cuenta de que estas aparentemente diminutas variaciones pueden tener un efecto significativo sobre el clima de la Tie-rra. Un nuevo informe, publicado por el Consejo Nacional de Investigaciones de Estados Unidos (National Research Council o NRC, por su sigla en idioma inglés), denominado "Los Efectos de la Variabilidad Solar sobre el Clima Terrestre", expone algu-nos de los sorprendentemente complejos mecanismos me-diante los cuales la actividad solar puede hacerse sentir en nuestro planeta.

Entender la conexión entre el clima terrestre y el Sol requiere una amplia experiencia en campos como la física de plasmas, la actividad solar, la quími-ca atmosférica y la dinámica de fluidos, la física de partículas energéticas e incluso la historia de la Tierra. Ningún investigador tiene, por sí solo, el gran rango de conocimientos que se necesi-tan para resolver el problema. Para avanzar, el NRC tuvo que reunir a do-cenas de expertos en diversos campos en un solo taller de investigación. El informe resume los esfuerzos combi-nados para abordar el problema desde un contexto verdaderamente interdisciplinario.

Uno de los investigadores que participó en este taller, Greg Kopp, del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial (Laboratory for Atmospheric and Space Physics, en idioma inglés), de la Universidad de Colorado, destacó que aunque las variaciones en la luminosidad a lo largo del ciclo solar de 11 años no ascienden a más de un décimo del uno por ciento de la producción total del Sol, esa fracción tan diminuta sigue

siendo importante. "Incluso las variaciones de corto plazo típi-cas de 0,1% en la irradiación solar incidente supera a todas las demás fuentes de energía (como la radiactividad natural en el núcleo de la Tierra) combinadas", dice.

Es de particular importancia la radiación solar en el ultraviole-ta extremo (UVE), la cual alcanza su punto de mayor intensi-dad durante los años cercanos al máximo solar. Dentro de la relativamente estrecha banda de las longitudes de onda del UVE, la producción solar varía no por un minúsculo 0,1%, sino por enormes factores de 10 o más. Esto puede afectar consi-derablemente la química y la estructura térmica de la atmós-fera superior.

Varios investigadores discutieron formas en las cuales los cam-bios en la atmósfera superior pueden influir sobre la superficie de la Tierra. Hay muchos caminos "de arriba hacia abajo" para que el Sol ejerza su influencia. Por ejemplo, Charles Jackman, del Centro Goddard para Vuelos Espaciales (Goddard Space Flight Center, en idioma inglés), describió cómo el óxido nitro-so (NOx) creado por partículas energéticas solares y rayos cós-micos en la estratósfera puede reducir los niveles de ozono en varios puntos porcentuales. Debido a que el ozono absorbe la radiación UV, tener menos ozono implica que más rayos UV del Sol pueden llegar a la superficie de la Tierra.

Isaac Held, de la Administración Nacional Oceánica y Atmosfé-rica (National Oceanic and Atmospheric Administration o NOAA, por su acrónimo en idioma inglés), exploró esta obser-vación con más detalle. Él describió cómo es que la pérdida de ozono en la estratósfera podría alterar la dinámica de la at-mósfera en las capas inferiores. "El enfriamiento de la estra-tósfera polar asociado con la pérdida de ozono incrementa el gradiente horizontal de temperatura cerca de la tropopausa",

explica. "Esto altera el flujo de momento angular en los vórti-ces de latitudes intermedias. *El momento angular es impor-tante ya que+ el equilibrio del momento angular en la tropós-fera controla los vientos superficiales que se mueven hacia el Oeste ('westerlies', en idioma inglés)". En otras palabras, el efecto de la actividad solar en la atmósfera superior puede, a través de una complicada cadena de influencias, empujar a las tormentas que se encuentran en la superficie fuera de su cur-so natural.

8


Muchos de los mecanismos propuestos en el taller son reminiscencias de las má-quinas de Rube Goldberg (máquinas que operan a través de una compleja secuen-cia de acciones en cadena para producir un resultado simple). Dependen de inter-acciones que cuentan con muchos pasos entre múltiples capas atmosféricas y el océano; algunas de ellas están sujetas a la química para lograr su efecto, otras dependen de la termodinámica y de la física de fluidos. Pero que algo sea com-plicado no quiere decir que no sea real.

De hecho, Gerald Meehl, del Centro Na-cional de Investigaciones Atmosféricas (National Center for Atmospheric Re-search o NCAR, por su sigla en idioma inglés), presentó evidencia convincente de que la variabilidad solar está produ-ciendo un efecto sobre el clima, especial-mente en el Pacífico. Según el informe, cuando los investigadores analizan los datos correspondientes a la temperatura superficial del océano durante los años en que hay más manchas solares, el Pací-fico tropical muestra un pronunciado patrón similar a "La Niña", con regiones del Pacífico ecuatorial oriental que pue-den enfriarse hasta un 1°C. Además, "hay indicios de incrementos de precipitación en la ZITC (Zona Inter–Tropical de Con-vergencia) del Pacífico y en la ZCPS (Zona de Convergencia del Pacífico Sur), así como de presiones a nivel del mar que están por encima de lo normal en latitu-des intermedias del Pacífico Norte y Sur", las cuales se correlacionan con los picos del ciclo de manchas solares.

Las huellas del ciclo solar son tan inten-sas en el Pacífico que Meehl y algunos colegas han comenzado a preguntarse si existe algo en el sistema climático del Pacífico que las esté amplificando. "Uno de los misterios del sistema climático de la Tierra... es cómo puede ser que las

relativamente pequeñas variaciones del ciclo solar de 11 años puedan producir la magnitud de las señales observadas en el clima del Pacífico tropical". Usando mo-delos del clima creados mediante una supercomputadora, los investigadores muestran que se necesitan mecanismos tanto "de abajo hacia arriba" como "de arriba hacia abajo" en las interacciones entre la atmósfera y el océano para au-mentar la influencia solar sobre la super-ficie del Pacífico.

En los últimos años, los investigadores han considerado la posibilidad de que el Sol desempeñe un papel en el calenta-miento global. Después de todo, el Sol es la fuente principal de calor de nuestro planeta. El informe proporcionado por el NRC sugiere, sin embargo, que la influen-cia de la variabilidad solar es más de ca-rácter regional que global. La región del Pacífico es sólo un ejemplo de esto.

Caspar Amman, del NCAR, comentó en el informe que "cuando el equilibrio radia-tivo de la Tierra es alterado, como ocurre cuando hay un cambio en la influencia producida por el ciclo solar, no todos los lugares se ven afectados de la misma forma. El Pacífico ecuatorial central ge-neralmente se torna más frío, la esco-rrentía de ríos en Perú se ve reducida y las condiciones en el oeste de Estados Unidos se vuelven más secas".

Raymond Bradley, quien es un investiga-dor de la Universidad de Massachusetts que ha estudiado los registros históricos de la actividad solar que se encuentran almacenados por radioisótopos en ani-llos de árboles y núcleos de hielo, dice que las precipitaciones regionales pare-cen verse más afectadas que la tempera-tura. "Si hay en efecto una influencia solar sobre el clima, ésta se manifestará como cambios en la circulación en gene-

ral más que en las mediciones directas de temperatura". Esto concuerda con la conclusión del IPCC (sigla que en idioma español significa: "Panel Interguberna-mental sobre el Cambio Climático") y de informes previos proporcionados por el NRC de que la variabilidad solar NO es la causa del calentamiento global observa-do en los últimos 50 años.

Ya se ha estudiado extensamente la pro-bable conexión entre el Mínimo de Maunder, un déficit en la cantidad de manchas solares, de 70 años de dura-ción, que ocurrió durante finales del siglo XVII y principios del siglo XVIII, y el perío-do más frío de la Pequeña Era de Hielo, durante la cual Europa y América del Norte estuvieron sometidas a inviernos crudamente fríos. El mecanismo para ese enfriamiento regional pudo haber sido una disminución en la producción de la radiación en el UVE del Sol; sin embargo, esto es todavía especulativo.

Dan Lubin, del Instituto Scripps de Ocea-nografía, señaló la importancia de estu-diar otras estrellas de la Vía Láctea simi-lares al Sol y determinar la frecuencia de los grandes mínimos similares. "Las pri-meras estimaciones de la frecuencia de los grandes mínimos en estrellas simila-res al Sol indicaban que éstos ocurren en entre el 10% y el 30% de los casos, lo cual implica que la influencia del Sol po-dría ser abrumadora. Sin embargo, estu-dios más recientes que usan datos reco-lectados por Hipparcos (un satélite astro-métrico de la Agencia Espacial Europea) y que incluyen apropiadamente la meta-licidad de las estrellas producen estima-ciones que no superan el 3%". Esto no es una cantidad impresionante, pero es significativo.



De hecho, el Sol podría estar actualmente al borde de experi-mentar un evento del tipo mini–Maunder. El Ciclo Solar 24 en el que nos encontramos es el más débil que ha ocurrido en más de 50 años. Es más, hay evidencia (aún controvertida) de una tendencia a largo plazo relacionada con el debilitamiento de la intensidad del campo magnético de las manchas solares. Matt Penn y William Livingston, del Observatorio Solar Nacio-nal (National Solar Observatory, en idioma inglés), predicen que para cuando llegue el Ciclo Solar 25, los campos magnéti-cos del Sol serán tan débiles que se formarán muy pocas man-chas solares, o quizás ninguna. Otras líneas de investigación independientes relacionadas con el campo de la heliosismolo-gía y con el estudio del campo magnético superficial polar tienden a respaldar esta conclusión. (Nota: Penn y Livingston no participaron en el taller del NRC).

"Si en efecto el Sol está entrando en una fase desconocida del ciclo solar, debemos entonces redoblar nuestros esfuerzos por entender el vínculo entre el Sol y el clima", menciona Lika Guhathakurta quien trabaja para el programa Viviendo con una Estrella, de la NASA, el cual aportó fondos para el estudio del NRC. "El informe ofrece varias buenas ideas para saber por dónde comenzar".

En las conclusiones de un debate llevado a cabo en una mesa redonda, los investigadores identificaron varios próximos pa-sos posibles. El más importante entre ellos es el despliegue de una cámara de imágenes radiométricas. Los aparatos que ac-tualmente miden la irradiación solar total (IST) reducen todo el Sol a una única cifra: la luminosidad total combinada de todas las latitudes y longitudes en todas las longitudes de on-da. Este valor integrado se convierte en un punto solitario en una secuencia de tiempo que monitoriza la producción del Sol.

De hecho, como indicó Peter Foukal, de Heliophysics, Inc., la situación es más complicada que eso. El Sol no es una esfera sin rasgos de luminosidad uni-forme. El disco solar exhibe motas, que son los centros os-curos de las manchas solares, y está salpicado de zonas magné-ticas brillantes conocidas como fáculas. Las imágenes radiomé-tricas permitirían, fundamental-mente, confeccionar un mapa de la superficie del Sol y revelar cuál es la contribución de cada una de ellas a la luminosidad solar. Las fáculas son de parti-cular interés. A diferencia de las oscuras manchas solares, las brillantes fáculas no se desva-necen durante los mínimos so-lares. Esta puede ser la razón de por qué los registros paleocli-máticos de C–14 y Be–10, que son isótopos sensibles a la acti-vidad solar, muestran el ciclo de 11 años actuando débilmente incluso durante el Mínimo de Maunder. Una cámara de imá-

genes radiométricas, desplegada a bordo de algún futuro ob-servatorio espacial, permitiría a los investigadores desarrollar el entendimiento necesario para proyectar el vínculo entre el Sol y el clima hacia una futura etapa de ausencia prolongada de manchas solares.

Algunos participantes recalcaron la necesidad de poner los datos sobre el clima y el Sol en formatos estándar y permitir una amplia disponibilidad de ellos con el fin de fomentar los estudios interdisciplinarios. Debido a que los mecanismos de la influencia solar sobre el clima son tan complicados, es nece-sario que colaboren investigadores de muchos campos para, de esta manera, crear modelos exitosamente y así comparar los resultados. Para este fin, es crucial continuar y mejorar la colaboración entre la NASA, la NOAA y la NSF (sigla en idioma inglés de National Science Foundation o Fundación Nacional de Ciencia, en idioma español). Hal Maring, quien es un cientí-fico del clima, de la oficina central de la NASA, y que ha estu-diado el informe, comenta que "los participantes sugirieron muchas posibilidades interesantes. Sin embargo, muy pocas, si es que hubo alguna, han sido cuantificadas al punto en que podamos decir definitivamente cuál es su impacto sobre el clima". Convertir estas posibilidades en modelos concretos y físicamente completos es el reto principal que enfrentan los investigadores.

Finalmente, muchos participantes recalcaron la dificultad que existe para descifrar el vínculo entre el Sol y el clima a partir de registros paleoclimáticos, como los anillos de los árboles y los núcleos de hielo. Las variaciones del campo magnético te-rrestre y de la circulación atmosférica pueden afectar la preci-pitación de radioisótopos mucho más que la actividad solar. Un registro más apropiado, a largo plazo, de la irradiación so-lar podría estar escondido en las rocas o los sedimentos de la Luna o de Marte. Estudiar otros mundos podría ser la clave para comprender el nuestro.

10


La sonda Voyager 1 ha entrado en una nueva región en los confines más lejanos de nuestro sistema solar. Se cree que esta zona es el área final, antes de que la sonda salga de nuestro sistema solar definitivamente hacia el espacio interestelar.

Se cree que esta nueva región está ubicada en el límite de la heliosfera y se le denomina como “autopista magnética”. Se trata de una región en la cual las líneas del campo magnético solar se unen con las líneas del campo magnético interestelar. Esto supondría la explicación a la teoría de la aceleración de los rayos cósmicos al entrar dentro del sistema solar. Cuando llegan las partículas en dicha capa, estás son aceleradas y a la vez rebotadas en cualquier dirección hacia el interior del sistema solar.

Se conoce que esta región todavía está dentro de nuestro sistema solar porque la sonda Voyager 1 todavía no ha detectado un cambio de orientación en las

líneas del campo magnético solar.

Se estima que la sonda, conseguirá salir al exterior del sistema solar en cuestión de meses con un máximo de un par de años. Desde diciembre de 2004, cuando la Voyager 1 cruzó un punto en el espacio llamado choque de terminación, la nave ha estado explorando la capa externa de la heliosfera, llamada heliopausa. En esta región, la corriente de partículas cargadas procedentes del Sol, conocido como viento solar, se desaceleró bruscamente a velocidades supersónicas. Durante los posteriores cinco años y medio la velocidad del viento solar fue similar. De repente se detectó una desaceleración del viento solar a casi valor 0. A la misma vez se intensificó la intensidad del campo magnético solar. Cuando la sonda Voyager 1 entró en la “autopista magnética” el 28 de julio del 2012, dicha región se escapaba y volvía a fluir en la sonda, lo cual sugiere que es una

zona variable de tamaño. Cuando esto sucedió la sonda volvió entrar en la región el 25 de agosto y por ahora se ha mantenido dentro de ella.

Los datos de la sonda han revelado que a medida que la sonda Voyager 1 se metía más hacia esta región, la fuerza del campo magnético solar aumentaba pero su polaridad no cambiaba. La Voyager 1 está en una región magnética diferente a cualquiera que haya estado antes - alrededor de 10 veces más intenso que la zona de choque de terminación, pero los datos del campo magnético no muestran ninguna indicación de que esté en el espacio interestelar.

La sonda Voyager 1 se abre camino hacia el espacio interestelar



¿Est

as p

rep

arad

o?

htt

p:/

/ww

w.c

cme.

es/i

son

.htm

l

12

EL RAYO VERDE SOLAR

El rayo verde es un fenómeno atmosférico, conver-tido por Jules Verne en protagonista de la novela homónima, pero con existencia real (aunque poco frecuente). Se debe al comportamiento de los rayos del Sol poniente o naciente al atravesar nuestra at-mósfera. Vamos a tratar de comprender cómo se produce, y en qué circunstancias puede ser visto. Desde muy antiguo se ha documentado este fenó-meno, pues inscripciones del antiguo Egipto hacen mención a un Sol poniente de color verde. La prime-ra referencia científica moderna apareció en la re-vista Nature en 1883. Desde entonces se ha intenta-do "cazar" el fenómeno, fotografiarlo y, sobre todo, buscar sus causas. Como las condiciones más favo-rables para su observación se dan en el horizonte marino, se pensó en un primer momento que era el color del mar el responsable, al atravesar los últi-mos rayos del Sol las crestas de las olas. Sin embar-go, esta hipótesis fue pronto desechada, pues el inusual rayo se manifiesta también sobre horizontes terrestres si éstos son llanos.

Los factores que realmente determinan la aparición del rayo verde son los fenómenos atmosféricos de refracción, difusión y absorción. La refracción, co-mo es sabido, separa -como ocurre en la formación del arco iris- los distintos colores del espectro. Por otra parte, debido a la composición de nuestra atmósfera, las longitudes de onda azul y violeta son difundidas ("esparcidas" en todas direcciones) por las moléculas del aire, y por ello la luz azul, durante el día, parece provenir de todas partes (el cielo de la Tierra es azul, no así el de otros planetas con atmós-feras diferentes).

La absorción causada por el polvo y otras partículas en suspensión en el aire puede influir en los colores que muestra el Sol en el momento de ocultarse, presentando según las ocasiones un color más roji-zo, más anaranjado...

Asimismo, la presencia de nubes, turbulencias at-mosféricas, distinta concentración de vapor de agua, etc. producen cada día unas condiciones dis-tintas, y la diferencia de temperatura entre distintos estratos o capas de aire puede dar lugar a fenóme-nos de reflexión y distorsión que también se sumen

a los factores que nos interesan.

Con todo esto ya podemos explicar el esquivo fenó-meno: cuando el Sol se acerca al horizonte, la re-fracción atmosférica separa los distintos colores del disco solar, quedando en su borde superior, por es-te orden, el violeta, el azul y el verde. Sin embargo, el violeta y el azul son difundidos por la atmósfera, con lo cual en el momento en que ya sólo el borde superior del disco es visible, es el color verde el que llega a nuestros ojos.

No obstante, en condiciones aún más excepcionales es posible observar un "rayo azul" o violeta. Para poder observar el rayo verde hemos de buscar un horizonte llano y con gran visibilidad (el mar, una llanura, un desierto) y esperar un día de cielo claro y despejado, preferentemente en el otoño-invierno, en el que el Sol no aparezca demasiado enrojecido en su caída hacia el horizonte. Si tenemos suerte entonces, veremos un destello verde durante ape-nas unas fracciones de segundo, el tiempo que el Sol tarda en desaparecer por completo. La duración lógicamente depende de la velocidad con que el Sol se pone, y ésta se relaciona con la inclinación del ecuador celeste respecto del hori-zonte: así, el Sol se pone verticalmente y por tanto más rápido en el Ecuador, donde el rayo verde es aún más breve; y mucho más lentamente cerca de los Polos, donde el Sol puede estar más de una hora poniéndose y el rayo verde, por ende, puede per-manecer hasta varios minutos: se han llegado a re-gistrar duraciones de hasta 35 minutos.

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA


En cuanto a la forma en que se manifiesta, la más corriente es simplemente ver el borde o limbo su-perior del Sol coloreado de verde en el último mo-mento. Esta franja verde suele tener una anchura de unos 10 segundos de arco, lo cual es inferior a la resolución del ojo humano, que es de unos 25 se-gundos de arco. No obstante, la refracción juega a nuestro favor ensanchando la franja hasta varios minutos de arco, y excepcionalmente, ¡hasta casi medio grado!

Pero también puede suceder -y es su manifestación más legendaria- que observemos una forma aplana-da y verde que parece flotar en la nada cuando el Sol ya se ha ocultado por completo. En este caso, la refracción es nuevamente la responsable de hacerlo

llegar hasta nosotros por encima del horizonte. El fenómeno que nos ocupa puede venir precedido de otros, como la distorsión del disco solar que apa-rece a veces aplanado tomando una forma elíptica, o separado en dos partes, o aparentando derramar-se sobre el horizonte como si fuera líquido, o inclu-so duplicando su propia imagen por reflexión. De manera simétrica se puede producir el rayo ver-de a la salida del Sol, apareciendo el destello justo antes que el disco solar, pero obviamente esto es mucho más difícil de observar. Asimismo la Luna y los planetas (astros que muestran disco aparente; no así las estrellas) son capaces de arrojar sus pro-pios "rayos verdes" que, aunque mucho más sutiles que los del Sol, pueden ser captados fotográfica-mente.


14

No hace mucho tiempo atrás no po-díamos accede al interior del sol, Pe-ro eso cambió cuando en 1962 se detectó un extraño fenómeno en la superficie solar. Un equipo de astró-nomos observó que algunas zonas en la superficie del sol se movían ha-cia arriba y hacia abajo, es más, este movimiento era constante y rítmico, con una frecuencia de oscilación de cinco minutos. A este movimiento se le bautizó con el nombre de “oscilaciones de cinco minutos”.

Su descubrimiento abrió una nueva e insospechada ventana para una mejor comprensión del interior del astro rey. Durante los 70 se llegó a la conclusión de que dicho fenómeno se podía encon-trar en toda la superficie solar, y que ese movimien-to superficial era la consecuencia de ondas sonoras resonantes provenientes del interior del sol. Más adelante, en los años 80 nació el término “heliosismología” a manos de científicos como Deubner y Gouch, quienes determinaron que esas oscilaciones se podían usar para diagnosticar el in-terior del sol, desde entonces la manera de estudiar el Sol cambió para siempre.

Al igual que sucede en la Tierra donde los geólogos pueden analizar las ondas sísmicas para interpretar la estructura interior del planeta, los astrónomos dedujeron que podían utilizar las ondas solares para analizar el interior de nuestra estrella y por ende los procesos internos que allí se producen.

La heliosismología estudia el comportamiento de millones de ondas diferentes generadas por turbu-

lencias en la zona de convección del Sol y que se desplazan a través del medio solar. El fenómeno de convección que existe cerca de la superficie genera flujos turbulentos, que a su vez producen millones de nodos regulares de oscilación distintos, el llama-do “ruido acústico”.

No debemos olvidar que el Sol es a groso modo una enorme bola de gas caliente y que las ondas de sonido se transmiten muy bien en ese medio. Además su forma esférica, sumada a las zonas de gran variación de presión que existen cerca de la superficie solar y al aumento progresivo de la velo-cidad del sonido en el medio solar, provocan un efecto de caja de resonancia, atrapando las ondas sonoras en una región limitada. El efecto es similar al que se produce en una piscina cuando las ondas superficiales chocan con el borde y rebotan hacía el centro. De esta forma se forman nuevas ondas, algunas veces estables, llamadas “ondas acústicas resonantes”. La mayor parte del “ruido” está en el rango sub-audible por lo que aunque nos acercára-mos al sol no podríamos oír las ondas.

Existen diferentes tipos de ondas en el Sol. Se pue-de hablar de ondas acústicas, ondas de gravedad y ondas de gravedad superficiales.

Las ondas acústicas son las más comunes, y corres-ponden a las oscilaciones de cinco minutos que nombrábamos al principio del presente artículo, és-tas se generan por acción de la presión, y su dinámi-ca está asociada con la variación de la velocidad del sonido en el interior del Sol.

Heliosismología… La ciencia solar compleja




Las ondas de gravedad correspon-den a un fenómeno hidrodinámi-co, según el cual, se deduce que el medio solar se mueve entre zonas de distinta densidad, y es restau-rado a cierta posición por acción de la gravedad.

Las ondas de gravedad superficia-les son semejantes a las anterio-res, pero se suelen encontrar cer-ca de la fotosfera.

Habría que incidir en que ni las ondas gravitatorias ni las ondas gravitatorias superficiales han si-do detectadas de manera conclu-yente.

La heliosismología puede dividirse en dos tipos, la heliosismología global y local: La global estudia las oscilaciones resonantes en el Sol como un todo, pero presenta limi-taciones para analizar fenómenos particulares, pero por otro lado en los últimos años se ha desarrollado la heliosis-mología local, que me-diante nuevas técnicas permite analizar secto-res específicos del Sol, por lo que se pueden dar respuestas a fenó-menos particulares, a la vez que la heliosismolo-gía global nos da res-puestas a fenómenos generales del Sol. Po-dríamos redefinir el tér-mino heliosismología como un set de técnicas de análisis de datos para analizar ondas solares.

La principal ventaja de estudiar el Sol utilizando ondas, es que éstas son un fenómeno visual-mente detectable y me-dible. Las oscilaciones acústicas se detectan en imágenes solares y pue-

den ser analizadas como desplaza-mientos Doppler de líneas del es-pectro, esto es, que el movimien-to de una fuente única, puede ser calculado comparando las líneas de emisión o absorción en su es-pectro, contra las líneas de una fuente similar en reposo. Este desplazamiento es el llamado efecto Doppler, y su formula rela-ciona la cantidad de desplaza-miento con la velocidad de la fuente emisora.

Sabemos que desde la tierra la observación astronómica está li-mitada, ya sea por la contamina-ción lumínica, la turbulencia at-mosférica, el ciclo día-noche… lo que hace que no podamos medir constantes de una estrella o de nuestro propio sol, por lo que es necesario enviar los instrumentos de medición al espacio.

En 1995 la Agencia Espacial Euro-pea (ESA) y la NASA lanzaron al espacio el observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) como parte del Programa de Ciencia Solar Te-rrestre (STSP), que incluía un gru-po de misiones y satélites destina-dos a monitorear y estudiar la in-fluencia del Sol en la Tierra, y en-tre otras cosas el SOHO genera constantemente millones de imá-genes de la superficie solar, que pueden ser analizadas usando téc-nicas heliosismológicas. Años más tarde, en el 2006, se lanzó un nue-vo satélite llamado Hinode (originalmente fue llamado Solar-B) en una misión conjunta entre la NASA y la agencia espacial japone-sa, dicho satélite manda a la Tie-rra imágenes en alta resolución para estudios heliosismológicos y meteorología espacial.

16

El uso de técnicas heliosismológi-cas puede obtener como resulta-do una gran cantidad de informa-ción, ya que cuando se dispone de un espectro de oscilaciones sufi-cientemente rico, es relativamen-te simple relacionar esos datos con las propiedades interiores del sol, como por ejemplo atisbar la profundidad de la zona de convec-ción, dato éste considerado el pri-mer gran resultado de la heliosis-mología.

Para establecer que las zonas con-vectivas interior y exterior del Sol rotan a diferente velocidad y que de esta forma generan los campos magnéticos solares, se han usado técnicas sísmicas, al igual que pa-ra detectar fenómenos solares como las manchas solares o flujos de plasma.

La heliosismología también puede aplicarse para la medición de abundancia de Helio en el sol, ya que la cantidad de Helio no puede ser medida con exactitud de manera espectroscópica, y es fundamental conocer la canti-dad exacta presente en el Sol para el estudio de la nuecleo-síntesis galáctica (evolución química). También se puede cuantificar la abundancia de elementos pesados con técni-cas sísmicas sin recurrir a la es-pectroscopia.

También se pueden estudiar otros “problemas” conceptuales com-plejos, como el problema de la pérdida de neutrinos o el cálculo del valor de G (constante gravita-toria de Newton), Pero aún no existe la suficiente precisión en las técnicas heliosismológicas para obtener mejores resultados que en laboratorio.

Pero la aplicación podríamos de-cir… más importante es la que concierne a la predicción de los ciclos solares, ya que una buena predicción de estos puede ayudar a minimizar el impacto de la acti-vidad solar en los satélites y en los astronautas. Por eso actualmente la heliosismología se centra en el estudio de los campos magnéticos del Sol, ya que las ondas acústicas se transforman parcialmente en ondas magnéticas, por lo que con-juntamente está naciendo la mag-netoheliosismología, que en un futuro se espera que nos dé infor-mación sobre procesos como el

calentamiento de la corona solar.

Para concluir… La información que se puede obtener por técnicas sísmicas es muy grande; nuevas técnicas se desarrollan para au-mentar la precisión. Las misiones espaciales actuales están hacien-do con que se tengan gran canti-dad de datos y el mismo enfoque heliosismológico usado para en-tender nuestro Sol se está empe-zando a usar para estudiar estre-llas lejanas. Debemos recordar que el Sol es la estrella más cerca-na y nuestro mejor “laboratorio” para probar nuestro conocimiento de las estructuras estelares y sus procesos; El avance logrado en los últimos 30 años usando la helio-sismología es impresionante y es-ta “nueva” ciencia puede ser con-siderada una revolución astronó-mica como lo fue el análisis espec-troscópico estelar de Huggins a finales del S. XIX.

Las aplicaciones de la Heliosismología



La Jaula de Faraday es una superficie conduc-tora que su interior está hueco, es decir, es un espacio delimitado por rejas metálicas que impiden que en su interior haya la in-fluencia o la perturbación creada por campos eléctricos externos. Lo que hace esta Jaula de Faraday propiamente es que el campo elec-tromagnético en el interior del conductor esté en equilibrio, es decir, que sea nulo. Es-te experimento hecho por Michael Faraday en 1836, sigue la ley de Gauss, la cual descri-be que las distribuciones de carga en un vo-lumen conductor como una esfera, cilindro, etc...Teniendo en cuenta que las cargas de un mismo signo se repelen, éstas se deposi-tarán sobre la superficie. Michael Faraday con su experimento, demostró que las cargas de un campo electromagnético externo no entran en su interior, sino que tan sólo se depositan en la superficie. El propio experimento consistió en que Michael Faraday construyó una habitación cu-bierta de una capa de metal (material conductor)

permitiendo que las cargas de un generador elec-troestático se pusieran sobre la parte superior ex-terna de la jaula.

Entonces Michael Faraday estaba dentro con un electroscopio (es un dispositivo que antiguamente se usa-ba para detectar la carga y el poten-cial eléctrico) para demostrar que no había carga eléctrica en el interior.

Así pues: 1- 2= 0 N/C (unidades del campo eléctrico donde N=Newton y C=Coulomb).

Algunas de las aplicaciones que tiene esta Jaula de Faraday es por ejemplo en la protección de algunos aparatos que tengan tendencia a la inducción eléctrica y que teniendo en mente la explicación anterior, prote-ge todo lo que esté en el interior de la susodicha; por ejemplo: la protec-ción del fuselaje de un avión que ofrece ante las tormentas eléctricas que puedan haber, o las placas o re-jas metálicas de los microondas, las cuales nos protegen de las ondas electromagnéticas que emite.

La jaula de Faraday


18


Rotación diferencial solar…

Que el Sol rota es un resultado observacional conocido desde la época en que Galileo apuntó por primera vez al cielo con su teles-copio en 1608.

Contrariamente a las ideas de la época, apoyadas por Aristóteles y aceptadas por la iglesia católica como dogmas de fe, de que los objetos celestes, incluido el Sol, eran objetos perfectos y sin man-cha, las observaciones de Galileo demostraron que en la superficie del Sol existían manchas oscuras que aparecían y desaparecían con periodos de días o semanas. Estas manchas se movían sobre el disco solar de este a oeste y tardaban unas dos semanas en cruzarlo. Galileo explicó acertadamente estas observaciones por medio de la rotación del Sol so-bre un eje ligeramente inclinado hacia la Tierra. Hoy sabemos que, en efecto, el Sol rota sobre un eje que tiene una inclinación máxima de unos 7 gra-dos respecto del plano en el que orbita la Tierra, y también sabemos que el Sol, que no es un sólido rígido, rota de forma diferencial, es decir, rota más

rápido en el ecuador que en los polos, de forma que, mientras en el ecuador tarda unos 25 días en dar una vuelta completa, cerca de los polos tarda más de 30 días. Esta rotación diferencial del Sol jue-ga un papel muy importante en la vida de nuestra estrella ya que, junto con la convección, es la res-ponsable de la generación y mantenimiento del campo magnético solar según las teorías actuales. Aproximadamente en el último tercio del radio so-lar, la energía que se ha generado en el interior de

la estrella, al propagarse hacia el exterior, ge-nera un movimiento de materia similar al de un líquido cuando hierve, donde el material más caliente asciende, se enfría y desciende de nuevo: es la zona convectiva solar. Hoy en día se acepta que el campo magnético solar se regenera continuamente a partir de la combi-nación de la rotación diferencial y de los mo-vimientos convectivos en la parte externa del Sol. A este mecanismo se le denomina "efecto dinamo", por ser similar a las dinamos de los motores de los coches.

Este campo magnético solar, generado con la ayuda de la rotación diferencial del Sol, es el responsable de todos los fenómenos activos de la superficie del Sol, así como de las emi-siones de gas y del viento solar.


¿Sabias que?

Tamaños diferentes…

En imagen os mostramos la compa-rativa de tamaños a escala de los planetas del sistema solar. Si comparamos el tamaño de la Tie-rra con el enorme espacio en que se propagan los rayos solares, podemos obtener la relación en que se aprove-cha para nuestro planeta la energía radiante que proviene del Sol. Resul-ta así que de toda la energía que emite el Sol sólo recibe la Tierra las 3 milmillonésimas partes, en razón de la superficie de nuestro planeta, y con esa ínfima parte del calor total puede vivir perfectamente. Se dedu-ce, pues, que la energía del Sol alcan-zaría para mantener la vida en 3.000 millones de astros como el nuestro. Si comparamos la Tierra con nuestro cuerpo, o aun con las más grandes montañas, obtenemos la conclusión de que es un planeta de muy grandes dimensiones. Sin embargo, el enor-me tamaño de la Tierra queda redu-cido a un valor insignificante en cuanto lo comparamos con el gigan-tesco Sol.

Éste nos parece un globo de fuego suspendido en el espacio, de gran tamaño, sin duda; pero lo enorme de ese tamaño sólo podemos compren-

derlo en cuanto sabemos cuán gran-de es la distancia que nos separa de ese astro. Ya hemos visto que en As-tronomía, como en la vida cotidiana, muchos cuerpos parecen pequeños no porque lo sean en verdad, sino debido a su lejanía.

Sabemos que el segmento de recta que atraviesa de lado a lado una es-fera, pasando por su centro, es el diámetro. El diámetro terrestre es aproximadamente de 12.700 kilóme-tros. Si queremos calcular el valor de una circunferencia máxima terrestre (por ejemplo la longitud del ecuador o de un meridiano), debemos multi-plicar el diámetro por el número pi (π) que, como todos los escolares saben, es el número de veces que el diámetro está contenido en una cir-cunferencia, y vale 3,1416. La circun-ferencia terrestre resulta ser igual a 40 millones de metros, o sea 40.000 kilómetros. Un tren que corriese, sin parar, a 100 kilómetros por hora, emplearía, evidentemente, 400 ho-ras en dar la vuelta entera a la Tierra, o sea algo más de 16 días y medio. Establezcamos ahora las dimensio-nes del Sol. El diámetro verdadero de ese astro, que resulta de relacionar por métodos trigonométricos el ta-maño que aparenta a simple vista con su distancia a la Tierra de 150 millones de kilómetros, es igual a 1.400.000 kilómetros.

Resulta así que el Sol tiene un diáme-tro igual a unas 109 veces el diáme-tro terrestre. También debe ser 109 veces mayor la circunferencia máxima del Sol, y un tren imaginario que marchara, como el del ejemplo anterior, a 100 kilómetros por hora, emplearía en darle una vuelta com-pleta 109 veces más que lo que em-plearía el tren de nuestro planeta, esto es, ¡casi cinco años!. Podemos formarnos una idea más clara de la relación entre los tamaños de ambos astros, valiéndonos de una comparación. Si a la Tierra la repre-sentamos por un granito de arena de un milímetro de diámetro, el Sol será una enorme toronja con un diámetro de casi once centímetros. ¿Se com-prende Ahora cuán insignificante es nuestro planeta con respecto al Sol? Desde el punto de vista de los volú-menes, la diferencia de tamaño en-tre el Sol y la Tierra se hace aun más impresionante. Un sencillo cálculo, utilizando como datos los diámetros respectivos, nos dice que el Sol tiene un volumen 1.300.000 veces mayor

que la Tierra. Es fácil escribir este número, pero requiere un esfuer-zo de la imaginación el compren-derlo. Aunque el Sol es 1.300.000 veces más grande que la Tierra, no tiene una masa igual a 1.300.000 veces la masa terrestre.


20

Las mejores Auroras Boreales

22

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

Siguiendo con la dinámica de la revista primera edición de la re-vista, el grupo G.P.E.C. (Grupo de Prevención de Emergencias Cli-máticas) , esta vez nos exponen como completar un buen equipo de supervivencia teniendo en cuenta que siempre debe quedar espacio para artículos mas personales nuestros. Todo el equipo deberá ir en una práctica en una mochila de nylon impermeable de 15 litros de un color llamativo, en la que sobrará espacio para

que Ud. pueda poner sus artículos personales, medicamentos especiales o lo que estime oportuno para un caso de emergencia. https://www.facebook.com/grupoprevencion.emergenciasclimaticas

Equipo completo de emergencia para 72 horas, en mochila de 15 litros netos.

...COMPLETANDO NUESTRO KIT DE SUPERVIVENCIA 72 HORAS

Cantimplora negra

Cantimplora con funda de nailon en color negro.

Bolsillo para llevar las tabletas purificadoras de agua , indispensable para poder em-pezar a potabilizar agua o para disponer de agua envasada nada mas empezar nuestra ruta , capacidad 1litro.

Radio y Linterna Solar FM/AM con manivela.

Su linterna y su radio siempre disponibles, sin estar pendiente de las pilas. Incluso cuando no disponga de luz solar, solo tiene que accionar la manivela para disponer de nuevo de su linterna o radio.

4 modos de funcionamiento: energía solar, dinamo (manivela manual), 2 pilas AA o Alimentador 4,5 Vdc/50mA , en caso de una CME nos será muy útil para saber si la atmosfera estaría optima para comunicación vía walkie-talkie.

3 usos distintos : linterna, luz intermitente de emergencia y radio AM/FM.

Botiquín de primeros auxilios.

El botiquín de primeros auxilios es un articulo bastante personal ya que aconsejamos lo terminen de equipar bien cada uno de ustedes , que los que necesiten medicación especial necesitaran espacio en el botiquín , este contenido que publicamos es a nivel general.

Contenido:

- Tijeras - Algodón - Pinzas - 4 toallitas con alcohol - 8 apósitos adhesivos - 1 paquete con 5 vendas pequeñas (5 cm x 2,5 m) - 1 paquete con 5 vendas (7,5 cm x 2,5 m) - 5 gasas estériles (7,5 x 7,5 cm) - Guantes desechables - 2 vendas triangulares (pueden usarse como compresas) - Imperdibles - Mascarilla de reanimación

Medidas: 18 x 12 x 7 cm



ESTE ES EL LISTADO COMPLETO DEL KIT DE 72 HO-RAS DE SUPERVIVENCIA

1-Mochila de Nylon de 20 litros 1-Ración de Emergencia 2500 Kcal 10-Tabletas purificadoras de agua 1 Lit. 1-Cantimplora. 1-Navaja multiusos con 13 funciones 3-Calientamanos 1-Poncho de emergencia 1-Manta de emergencia

1-Saco de dormir de emergencia 1-Silbato emergencia 5 en 1 (con brújula, portace-rillas y espejo señales) 3-Barras de luz química de 12h 1-Linterna llavero 1-Bote 25 cerillas antitormenta 3-Paquetes pañuelos papel 1-Bolsa de basura grande 3-Bolsas zip 1-Radio linterna Solar 1-Botiquín completo

CONSEJOS SOBRE ARTICULOS QUE CONSIDERAMOS VITALES TAMBIEN PARA ACOPLAR AL KIT DE SUPERVIVENCIA.

Estos artículos que os ponemos a continuación NO van dentro de un kit de supervivencia pero si que aconsejamos que los tengan en cuenta a la hora de montar el kit de supervivencia ya que según en que circunstan-cia nos pueden ser de mucha utilidad.

Los walkie-talkie de corta distancia nos permitirían poder coordinar una evacuación en caso de emergencia con otro grupo que estuviera dentro de la misma localidad , también nos permitirá rastrear en un radio de 2-3 km si hay alguien con quien poder ponerse en contacto y pedir ayuda o nosotros poder ayudarlos etc.. Son pequeños y muy manejables.

Cinturón dotado de sistema molle que lo hace modular, pudiendo aco-plarle cualquier accesorio molle. Nos permitirá poder guardar pequeños objetos en el cinturón para así tener las manos libres para realizar dife-rentes tareas. Fabricado en nilón 1000D

Ancho de 9 cm y acolchado, lo que le permite una buen sujeción a la vez que una gran carga con comodidad.

Para comunicación podemos disponer de emisoras portátiles de largo alcance , este modelo ( entre muchos que hay ) es el ALAN 42 MULTI , buen aparato que nos serviría en caso de no estar ya en la ciudad , estamos en el bosque , campo o en nuestro refugio y tenemos que intentar comunicarnos a largas distancias etc..., muy útil cuando esta-mos legos de las ciudades y tenemos que estar un tiempo prolongado fuera de la ciudad .

Próximos cursos de G.P.E.C (Grupo de Prevención de Emergencias Climáticas):

CURSO DE PLANTAS COMESTIBLES Y MEDICINALES , CON PRACTICA DE MATERIALES DE SUPERVIVENCIA

FECHA: 14/04/2013 (PLAZAS LIMITADAS). EL LUGAR DONDE SE REALIZARÁ SERÁ EN EL PARQUE NATURAL DEL MON-

TSENY. PARA MAS INFORMACIÓN Y PRECIOS CONTACTAR AL TLF: 692461980

CONFERENCIA: CALENTAMIENTO GLOBAL VERDADES Y MENTIRAS

FECHA: 19/5/13 , C/ REINA ELIONOR 41 SABADELL (BARCELONA). ES GRATUITO PERO ES NECESARIO RESERVAR VIA

EMAIL: [email protected]

24




El primer gran cometa del año 2013… Pan-starrs

Gran es el entusiasmo que despierta el cometa ISON, el cual, para fines de 2013, podría trans-formarse en un cometa muy brillante y ser visi-ble en todo el mundo.

En la actualidad la mayoría de los descubrimientos de cometas son realizados por telescopios automa-tizados o redes de ellos que cubren grandes regio-nes del cielo. Todos tenemos en mente nombres de cometas como Halley, Hale-Bopp, Hyakutake… que se ajustan a la forma habitual de designar a estos cuerpos mediante el apellido o apellidos de sus des-cubridores.

El cometa C/2011 L4 (PANSTARRS), es un cometa no periódico descubierto en junio de 2011, del cual ha sido visible casi durante todo el mes de marzo. El cometa fue descubierto por los astrónomos Richard Wainscoat y Marco Michelicon usando el telescopio Pan-STARRS de 1,8 metros de espejo situado cerca de la cumbre del Haleakala, en la isla de Maui en

Hawái, por lo que recibió el nombre C/2011 L4 (Panstarrs).

El cometa en su máximo acercamiento al Sol se si-tuó a unos 45 millones de Km, pudiendo desarrollar una brillante cabellera y una larga cola. El cometa C/2011 L4 Pan-STARRS no cumplió las grandes ex-pectativas generadas, llegando a una magnitud visi-ble máxima de +2 y no llegó a la tan ansiada magni-tud -1 que se pronosticaba hace unos meses.

Ahora solo nos queda esperar al evento de fin de año del cometa ISON, un comenta que brillará co-mo la luna y que se acercará casi rozando al Sol, lo cual hace dudar de su destino final…

www.astroanoia.org

26

La historia científica—SOL Y CIENCIA

Decir que este ciclo solar está

siendo distinto a los demás no es

nada nuevo ni extraño. Este ciclo

número 24, es decir el actual, es-

tá siendo de una intensidad bas-

tante inferior a los anteriores, de

incluso un -46%. En ello se puede

demostrar en la comparación en

el actual y los anteriores ciclos

solares en la imagen inferior.

Pero todo esto no es nada fuera

de lo normal ya que si lo compa-

ramos con la imagen de la si-

guiente pagina, podemos obser-

var como anteriores ciclos solares

fueron de una intensidad muy

parecida al actual. De hecho si

observamos con atención, el ciclo

solar en el cual se produjo el fa-

moso evento Carrington, sucedió

durante los primeros meses del

ciclo solar número 10, lo cual es

muy parecido al actual. Con ello

ya podemos saber y conocer que

una gran tormenta solar puede

producirse en cualquier momen-

to independientemente de que

tengamos mayor o menor activi-

dad solar. No obstante lo que sí

que podemos decir es que traba-

jamos bajo probabilidades, es de-

cir, con un ciclo solar mucho más

intenso, más probabilidades tene-

mos a que se produzcan tormen-

tas solares, pero ello no da valor

0 a los ciclos tranquilos e incluso

en mínimos solares.

Ahora bien, el tema que puede

preocupar es, de que ¿si este ci-

clo solar está siendo de menor

intensidad, como será el próxi-

mo?

La previsión del letargo Solar

27


La respuesta la podríamos tener

cerca, aunque todavía falta para

que pasen los meses y obtenga-

mos más datos. Para ello tenemos

que fijarnos sobre todo en el movi-

miento de oscilación torsional so-

lar.

El Sol genera un nuevo flujo mag-

nético cerca de sus polos cada 11

años que migra lentamente, a lo

largo de un periodo de 17 años

hacia el ecuador y se asocia con la

producción de manchas solares

una vez que alcanza la latitud crítica de 22 grados.

Este flujo magnético se encuentra a una profundi-

dad aproximadamente entre 2000 y 7000 km de la

superficie solar.

En esta simulación superior, se puede observar en

las líneas rojas el movimiento torsional capturado

gracias a diferentes técnicas de Heliosismología.

Durante el ciclo solar las manchas siguen este pa-

trón de caída de latitud marcado por el flujo torsio-

nal.

Este flujo magnético oscilatorio torsional, es gene-

rado antes de que finalice el ciclo solar, de tal for-

ma que se puede tener detalles del siguiente ciclo

solar con mucha antelación antes de que finalice el

actual. El flujo de oscilación torsional del ciclo 23

por ejemplo se empezó a formar al mismo tiempo

que se vieron las primeras manchas del ciclo 22.

Los estudios de los últimos ciclos siempre han se-

guido el mismo patrón, hasta ahora.

Hace ya muchos días que se debería haber iniciado

el flujo de la oscilación torsional del ciclo 25 pero

esta no parece presentarse. Debería haberse visto

en 2008 o 2009, pero por ahora solo hemos conse-

guido un pequeño indicio muy poco definido con

datos de hasta fecha de mediados del año 2012.


28

Si nos fijamos en la imagen anterior, podemos ob-

servar el flujo torsional real (zonas con color mas

amarillento y rojo) observado gracias por la red de

Heliosismología GONG. Podemos apreciar clara-

mente como el flujo torsional del ciclo 24 tardó

aproximadamente entre 1,5 y 2 años más en des-

cender hacia latitudes más bajas respecto el ciclo

23. Hay que tener en cuenta que las primeras man-

chas solares suelen aparecer cerca de los 30º gra-

dos de latitud (norte/sur). Las manchas solares

tienden a ocurrir a lo largo de estas bandas subsu-

perficiales (flujo torsional), y el sol generalmente se

torna más activo a medida que las bandas se acer-

can a su ecuador, de manera que actúan como in-

dicadores de los ciclos solares. Con ello podemos

darnos cuenta que este flujo torsional se ha frena-

do respecto el anterior ciclo solar. Además en la

imagen podemos apreciar como estando en pleno

ciclo solar 23, ya el flujo torsional del ciclo solar

numero 24 estaba bastante presente. Con ello po-

demos obtener con antelación datos del siguiente

ciclo solar aun estando presente en el actual.

Esto no está sucediendo para el ciclo solar nº 25. A

fecha de la imagen, para los primeros meses del

año 2012, todavía no había grandes indicios del

siguiente ciclo. No obstante, sí que podemos apre-

ciar entre los círculos marcados en la imagen, co-

mo empieza a aparecer algún indicio muy tenue

sobre los años próximos de nuestro astro rey aun-

que de una forma muy débil. Para hacernos la idea,

tenemos que tener en cuenta de que el flujo tor-

sional del ciclo 25, debería de haberse empezado a

mostrar hacia finales del año 2008.

Ello puede dar a la conclusión a que con casi total

confirmación de que el próximo ciclo solar llegará

con retraso, con unos 4 años de diferencia aproxi-

madamente. Esto significa que podríamos tener un

mínimo de Dalton temporal de menor duración.

El mínimo de Dalton fue registrado entre 1800 y

1820, en el cual durante este periodo, los ciclos

solares fueron de muy baja intensidad e incluso

tardaron bastante en aparecer. Dicho esto podría-

mos decir que el próximo ciclo solar empezaría so-

bre el año 2024 – 2025 aproximadamente cuando

en realidad tendría que aparecer para 2019-2020.

Si además sumamos que este actual ciclo solar nu-

mero 24 empezará a descender ya a partir del año

2014 y finalizar en el año 2019 aproximadamente,

tendríamos unos 6 o 7 años de letargo solar, en el

cual la actividad solar sería nula. Incluso podrimos

llegar a decir que el próximo ciclo solar número 25,

sería tan débil que podría llegar a no hacerse notar,

haciendo que no tuviéramos prácticamente activi-

dad solar en los próximos 16 años. De esta forma

prácticamente habría un salto entre el ciclo 24 ha

quizás el ciclo solar 26.


29

Aun así, es algo totalmente natural y normal. Por

suerte el mismo Sol con el paso de los años, vuelve

a reactivarse, sin todavía conocer el cómo ni el por-

qué.

En la siguiente imagen podemos apreciar gracias al

estudio de varios componentes como el carbono

14 y los anillos de los árboles, la cantidad de man-

chas solares con datos aproximados (no reales) de

hace muchos años anteriores.

Mediante el conteo del número de manchas sola-

res (Solar Spot Number SSN) los astrofísicos solares

podemos monitorear y predecir el comportamien-

to de los ciclos solares.

Además hay que añadir algo más a todo lo anterior.

Se ha observado una tendencia de

debilitamiento de las manchas sola-

res a largo plazo, y si la tendencia

continua, el campo magnético del

sol no será lo suficientemente fuer-

te como para producir manchas so-

lares durante el ciclo solar 25.

Lo común es que las manchas sola-

res sean oscuras debido al enfria-

miento de la zona de la cual emer-

gen y de la intensidad de los campos

magnéticos, pero esto está siendo al

contrario, cada vez las manchas so-

lares brillan con más intensidad, es-

to es derivado a lo mismo mencio-

nado anteriormente, sobre un des-

censo de la intensidad de los campos magnéticos

que forman las manchas solares. Todo tendría rela-

ción respecto al flujo torsional mencionado ante-

riormente. Este debilitamiento de las manchas so-

lares las podemos comprobar en la siguiente ima-

gen:

El movimiento hacia el polo de las manchas solares

también se relaciona con un "barrido" del campo

magnético asociado con un ciclo solar determina-

do, dando lugar a un nuevo campo magnético y a

una nueva ronda de

actividad de las man-

chas solares. Es de-

cir, la polaridad solar

se invierte cada 11

años, llegando a al-

canzar los dos polos

magnéticos en el

ecuador justamente

en el máximo solar

de cada ciclo.

Se podría producir una reactivación magnética por

parte de las manchas solares pero por ahora no

hay ningún indicio de ello. El sol podría llegar a va-

lor inferior a 1500 gauss y volver a generar fuerza

magnética.



30

¿Mínimo solar supone tranquili-

dad?

Si pensamos que durante el míni-

mo solar o un periodo de letargo

solar significa que podemos estar

tranquilos y fuera de peligro, es-

tamos totalmente equivocados.

Para empezar hay que tener en

cuenta de que no todo son man-

chas solares en cuanto actividad

solar, sino que también se produ-

cen filamentos magnéticos, pro-

tuberancias solares, y todos ellos

pueden producir CME’s aunque

como bien hablábamos al princi-

pio, estaríamos bajo unas proba-

bilidades mas bajas. No obstante

esté no sería el mayor riesgo.

La Vía Láctea es un impresionante

generador de rayos cósmicos ga-

lácticos de alta energía (GCRs).

Muchas de estas partículas son

protones y iones originados por

explosiones de supernovas y

otras fuentes cósmicas, y se mue-

ven a una tasa de velocidad cer-

cana a la luz (99.995%). Al ser es-

tas partículas cargadas, son muy

propensas a la influencia de cam-

pos magnéticos masivos, como el

del sol en ciclos de máxima activi-

dad. Durante periodos de activi-

dad solar intensa, la heliosfera,

que es un entorno plasmático-

magnético que rodea el sistema

solar, desvía muchas de estas

partículas energéticas.

Hay que tener en cuenta aunque

sería algo casí imposible que la

ausencia de la heliosfera permiti-

ría el arrivo masivo de partículas

energéticas hacia el interior del

sistema solar, imposibilitando la

existencia de la vida biológica tal

y como la conocemos.

Durante los ciclos de mínima acti-

vidad, la heliosfera se debilita,

posibilitando el ingreso de las

partículas energéticas al sistema

solar. Los valores magnéticos nor-

males (6-8 nT) pero durante el

mínimo recién pasado (2009-

2010) cayeron hasta 4 nT, mien-

tras que la presión del plasma

solar fue el más bajo de los últi-

mos 50 años. Esto produjo que

los rayos cósmicos detectados

aumentaron en 19%. El incre-

mento de los rayos cósmicos es

traducido en el aumento de la

capa nubosa que cubre el planeta

Tierra, debido a la interacción

energética de los protones con

las partículas de Oxígeno y de la

atmosfera. Esto finalmente con-

duce a una reducción de los valo-

res de la radiación solar que ha

de arribar a la superficie terres-

tre, produciendo un enfriamien-

to.


31

Esas partículas cargadas interac-

cionan con la atmósfera y el cam-

po magnético terrestre, transfor-

mándose en partículas secunda-

rias (son producto de la interac-

ción de las partículas primarias

con la atmósfera) y distribuyén-

dose de forma que la mayor in-

tensidad de las partículas que al-

canzan el suelo será en los polos

(debido al campo magnético).

Por tanto, la componente de par-

tículas que alcanzan el suelo varía

según la altitud (a mayor altura

menos atmósfera con la que in-

teraccionar), con la latitud (a ma-

yor latitud mayor cantidad de

partículas desviadas por el campo

magnético). A nivel del mar, y pa-

ra una latitud de unos 45ºN, las

componentes principales son

muones (72%), fotones (15%) y

neutrones (9%).

Las lluvias o cascadas de partícu-

las subatómicas se originan por la

acción de los rayos cósmicos pri-

marios, que pueden tener una

energía superior a una energía

cien millones de veces superior a

la que se puede impartir a una

partícula subatómica en los más

potentes aceleradores construi-

dos hasta hoy.

Cuando un rayo cósmico de alta

energía llega a la atmósfera te-

rrestre interactúa con los átomos

que la forman, chocando con los

gases y liberando electrones. Este

proceso excita los átomos y crea

nuevas partículas. Estas, a su vez,

chocan con otras produciéndose

una serie de reacciones nuclea-

res, que originan nuevas partícu-

las que repiten el proceso en cas-

cada. Así puede formarse una

cascada con más de 1011 nuevas

partículas. Las partículas que for-

man las cascadas se pueden me-

dir con distintos tipos de detecto-

res de partículas, generalmente

basados en la ionización de la

materia o en el efecto Cherenkov.

Un grupo moderado de científi-

cos alrededor del mundo han de

decir que la teoría del calenta-

miento antropogénico ha sido

groseramente exagerada. El dió-

xido de carbono no es el gas de

efecto invernadero primario en

la atmósfera terrestre. El vapor

de agua es el responsable directo

de los efectos termodinámicos en

la Tierra. Cabe recordar que los

gases inertes incluyendo el CO2

representan el 1% de los compo-

nentes atmosféricos. El prome-

dio de CO2 presente en la atmós-

fera es de 1500 ppm (partículas

por millón). La combustión de las

maquinas terrestres es incomple-

ta (λ<1) lo que significa que los

productos de estas quemas son

mezclas de aire inerte

(nitrógeno), agua y CO2. Este últi-

mo representa solamente el 30%

del total.

Además el impacto biológico se-

ría otro tema a tratar. Las partícu-

las energéticas son un riego po-

tencia para la salud, ya que pue-

den llegar a dañar a las células.

Cuando una partícula energética

impacta contra una célula, depo-

sita parte de su energía al inter-

accionar con los electrones y las

moléculas que forman la célula.

Las consecuencias de esta inter-

acción depende de la especie y

de la energía de la partícula

(protón, ion, electrón, neutrón,

fotón). Cualquier daño causado a

las moléculas de la célula, espe-

cialmente al ADN, puede tener

consecuencias para el futuro de

la misma, su capacidad de divi-

sión y el mantenimiento de su

estructura. A su vez, en funciona-

miento incorrecto de esta célula

puede afectar al tejido u órgano

al que pertenece. Una célula da-

ñada puede repararse a si misma.

Si no tiene éxito en esta labor,

morirá. Si muchas células mueren

entonces el órgano dejará de fun-

cionar correctamente.

Si la reparación no se hace total-

mente bien, la célula puede re-

producirse unas cuantas veces

más, pero al hacerlo puede trans-

ferir los daños a las células hijas.

De nuevo, el funcionamiento in-

correcto de muchas de las hijas

puede causar daños irreversibles

al órgano. Las células dañadas

que hayan sobrevivido puede a

su vez ser precursoras de células

cancerígenas.

En esta gráfica se ve claramente

cómo la Intensidad de la Radia-

ción Cósmica ntergaláctica influye

en la temperatura troposférica

terrestre. Cuando el Viento Solar

se topa con la Radiación Cósmica

Intergaláctica, los nucleones y el

plasma de electrones del viento

solar se calientan y disminuyen su

velocidad de desplazamiento ha-

cia afuera del Sistema Solar.



32

En la Terminación de Choque, los electrones y nu-

cleones de la Radiación Cósmica Interestelar pene-

tran contracorriente por las ondas del Viento Solar

y son desviados por la turbulencia magnética que

produce el movimiento del Sistema Solar despla-

zándose hacia la Terminación de Choque. Los nu-

cleones intergalácticos con baja densidad de ener-

gía no penetran el Sistema Solar sino que son des-

viados por los turbulencias magnéticas (Arco de

Choque) que se forman por el impacto entre el

Viento Solar y la RCI; sin embargo, las partículas

lentas con alta densidad de energía (partículas ca-

lientes) remontan el Viento Solar contra corriente,

ellas se enfrían de nuevo, y entonces reaceleran

hasta alcanzar velocidades supersónicas que alcan-

zan los 400 km/s viajando hacia el sol, es decir, en

dirección opuesta hacia la cual el Viento Solar flu-

ye. La RCI y las partículas aceleradas golpean con-

tra el Campo Magnético Terrestre (CMT). La coli-

sión de esas partículas del arco de choque que coli-

sionan en el CMT promueve la formación de nubes

cuando penetran en la troposfera de la Tierra. Las

partículas de la RCI entrantes que inciden sobre la

superficie de la Tierra incrementan la temperatura

del suelo y de los océanos. El calor de la superficie

se transfiere a la troposfera baja y ésta se calienta.

La intensidad de las partículas intergalácticas y de

la radiación cósmica que afectan a la Tierra depen-

de de la intensidad del Viento Solar. Si la intensi-

dad del Viento Solar es alta, entonces la RCI en-

trante desde el Arco de Choque del Sistema Solar

sería más alta también. Si el Viento Solar disminuye

su velocidad, la RCI que remontó el Viento Solar

contra corriente no disminuye su velocidad; sin

embargo, las partículas de la RCI no se desvían,

aunque ingresan a la Tierra, en donde transfieren

su energía a las moléculas del suelo y los océanos,

calentándolos de forma extraordinaria. Si la activi-

dad solar es intensa, entonces el flujo del plasma

cósmico será mayor. La correlación se observa con

mayor claridad en el histograma incluido más aba-

jo.

La correlación entre la anomalía de la intensidad

de los Rayos Cósmicos Interestelares (RCI) y las va-

riaciones en la temperatura troposférica terrestre

es obvia. El actual calentamiento global no depen-

de de la concentración de gases de "invernadero"

al 100%, sino de la densidad de energía que nos

llega desde el espacio, tanto desde el sol como

desde el medio interestelar.


33

El Sistema Solar está viajando en

su órbita alrededor de la Vía Lác-

tea a una velocidad de 217.215

Km/s. El Sistema Solar completa

una vuelta alrededor de la galaxia

(Vía Láctea) en 226 millones de

años. En un día, el Sistema Solar

avanza 1,728,000 kilómetros ha-

cia la constelación de Hércules a

una velocidad de 20 Km/s. Esto es

la 8, 593.75 parte de la distancia

total entre la tierra y el Arco

de choque del Sistema Solar. Una

partícula “fría” de la radiación

cósmica intergaláctica cruzaría

esta distancia en tan solo 1.2 ho-

ras.

Las partículas cósmicas interga-

lácticas de Helio con una energía

mayor a 70 MeV/nucleón y que

remontan el viento solar contra-

corriente hasta llegar muy cerca

del Sol, modifican la temperatura

troposférica de la Tierra.



Conclusiones:

De todo ello podemos sacar una única conclusión. El Sol entrará en un periodo de calma casi absoluta

haciendo que el campo magnético solar se debilite. Con ello la heliosfera se debilitará provocando

que los rayos cósmicos puedan entrar con mayor facilidad dentro del sistema solar.

Ello puede suponer un cambio mínimo en la termosfera terrestre además de un aumento de nubosi-

dad, del cual puede provocar riesgo añadido al famoso cambio climático.

El periodo de letargo solar podría durar varios años e incluso podría ser que el ciclo solar numero 25 ni

se hiciera presenciar.

Fuentes de investigación: Cosmic Ray Detector OULU, SWPC NOAA, Datos de la sonda Voyager.

34


Rayo

s cósm

icos cap

tado

s po

r el detecto

r de rayo

s cósm

icos d

e Ou

lu en

el qu

e se pu

ede co

mp

rob

ar los ascen

sos y d

escenso

s segú

n la ép

oca d

el

ciclo so

lar.


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

36

Colaboradores:

Grupo Amateur de Meteorología Espacial

www.ccme.es

Revista Sol y Ciencia de GAME (edición 2)

Documents

Transcript of Revista Sol y Ciencia de GAME (edición 2)