ACTIVIDAD SOLAR

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Nelson Castro

Cuál es el origen de las manchas solares?

• Una mancha solar es una región del sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una «penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 Km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más.

Que sale de las manchas solares?

• Las eyecciones de masa coronaria lanzan ingentes cantidades de materia y radiación electromagnética hacia el espacio más allá de la superficie solar. En algunos casos estas eyecciones se quedan en la corona (llamándose entonces prominencias solares) o pueden adentrarse en el sistema Solar o incluso más allá, en el espacio interestelar. El material eyectado es un plasma consistente principalmente de electrones  y protonees, pero puede contener pequeñas cantidades de partículas más pesadas como helio, oxígeno e incluso helio. Esto se debe a los enormes cambios y turbulencias producidos en el campo magnético  de la corona solar. La observación de estas eyecciones se realiza con el coronógrafo y solo se puede obtener una eyección de masa coronaria a través de un jalador.

por qué es importante tecnológicamente monitorear las

manchas solares permanentemente?• Monitorear las manchas solares es monitorear las

eyecciones de masa coronal Las EMCs pueden afectar seriamente el medio ambiente de la tierra. La intensa radiación del Sol, que llega solamente 8 minutos después de haber sido expulsada, puede alterar la atmósfera exterior de la Tierra, interrumpiendo las comunicaciones radiales a larga distancia. Las partículas de alta energía, empujadas por la onda de choque del EMC, pueden poner en peligro a los astronautas o  destruir la electrónica del satélite. Estas partículas energéticas llegan a la tierra (o la Luna)alrededor de una hora después. La eyección de masa coronal llega a la Tierra en un tiempo de entre uno a cuatro días desde la erupción original, resultando en fuertes tormentas geomagnéticas, auroras  2apagones eléctricos

en qué fechas recientes se presentaron estos fenómenos?

http://ciencia.nasa.gov/science-at-nasa/2009/03sep_sunspots/

"Los campos magnéticos de las manchas solares han ido disminuyendo cerca de 50 gauss por año"

dónde se encuentra información sobre la actividad solar?

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

El Solar and Heliosferic Observatory (SOHO) es una sonda espacial lanzada el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el sol

qué fecha histórica la actividad solar afectó nuestro planeta?

• En el año 1859 se produjo una gran fulguracion solar. La tormenta solar

de 1859 fue la más potente registrada en la historia.1 A partir del 28 de agosto,

se observaron auroras que llegaban al sur hasta el Caribe.2 El pico de

intensidad fue el 1 y 2 de septiembre, y provocó el fallo de los sistemas de

telégrafo en toda Europa y América del Norte. Parece que este tipo de

situaciones sólo se produce cada 500 años aproximadamente, según los

estudios de muestras de hielo

Diseñe un cuadro para su monitoreo diario

• Dado que tan solo con las herramientas de observación solo podríamos contar las manchas solares diarias, en el siguiente gráfico se muestra cómo son monitoreados los datos reales para el sol

http://sohodata.nascom.nasa.gov/cgi-bin/data_query

Calcule a qué distancia de la Tierra un satélite experimenta igual fuerza gravitacional hacia la Tierra y hacia el Sol. Cómo se llama este punto?

Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, sólo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes,

En el punto L1 del sistema Tierra-Sol hay una vista ininterrumpida del Sol y actualmente se encuentra en esa ubicación el satélite de observación solar SOHO.

La determinación de los puntos Lagrange y el estudio de la estabilidad en el entorno de los mismos requiere cálculos matemáticos relativamente extensos. No obstante, las posiciones de los puntos L1, L2, y L3 se pueden estimar fácilmente si se hace la simplificación añadida de que la segunda de las masas principales es pequeña comparada con la primera y que la excentricidad de su órbita es también muy pequeña ( el sistema sol- tierra cumple con ambas condiciones). Entonces, para cálcular el punto L1 tenemos:

Donde G es la constante de gravitación Universal, M y m son las masas de los cuerpos principales, (Sol ,Tierra), m’ es la masa del satélite. R es la distancia entre el sol y la tierra y r es la distancia de la tierra al satélite y ω es la velocidad angular de rotación del sistema Sol - Tierra

Resolviendo el sistema tenemos un r = 1 500 000 Km en la dirección recta Sol - Tierra