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La actividad solar. El aspecto del Sol La superficie que irradia y que vemos es la fotosfera o esfera luminosa. La cromosfera es una capa muy delgada y se requieren filtros especiales para su observación. La corona es muy tenue e irregular, aunque más extensa, y sólo es visible en los eclipses o mediante coronógrafos. Para el aficionado la actividad más accesible es el estudio de la fotosfera. En la fotosfera se puede observar un entramado más o menos regular de pequeños puntos claros y oscuros en constante evolución, que se conoce como granulación. Es una evidencia de los movimientos convectivos del material que se encuentra bajo la fotosfera. El aspecto uniforme de la fotosfera se ve interrumpido por la presencia de manchas y fáculas, las primeras oscuras y las segundas claras. Las manchas, más frías, pueden ser puntuales o extensas. Cuando son extensas se aprecian unas estructuras oscuras en el interior, las umbras, y un halo gris de brillo intermedio y forma redondeada, la penumbra. Las fáculas solo se ven con claridad cerca del limbo o borde del disco solar. Allí la fotosfera se ve menos brillante y se produce el contraste suficiente para observar las fáculas. Las llamadas fáculas polares son unos pequeños puntos redondos y brillantes de tamaño intermedio entre el de las manchas y los poros que viven unos 30 minutos en promedio. Se desarrollan, al contrario que las manchas, a latitudes más altas de los 50º. Algunas longitudes de onda son más apropiadas que otras para observar estos fenómenos. Para observar la granulación y las manchas se puede utilizar un filtro verde, ya que incrementa su contraste, al contrario de lo que ocurre con un filtro rojo. Para la observación de fáculas y fulguraciones cuando no se dispone de un filtro Ha se puede usar un filtro violeta por ejemplo uno con 20 Å de ancho centrado en 3862 Å. El ecuador del Sol rota sobre su eje en 25 días (periodo sidéreo) pero desde la Tierra el periodo aparente es 27 días (periodo sinódico). Como no es un cuerpo rígido sino un gas (muy ionizado, por otra parte) los periodos a latitudes más lejanas del ecuador son mayores, hasta unos 30 días cerca de los polos. Este efecto se conoce como rotación diferencial. La velocidad angular de la superficie del Sol en función de la latitud se describe bastante bien mediante la ecuación Ω(º/día)=14.42-2.30sen2λ-1.62sen4λ El periodo sidéreo de rotación es por tanto Tsidéreo(días)=360º/Ω(º/día). El periodo sinódico es el periodo aparente desde la Tierra, que no coincide con el sidéreo ya que a la vez que el Sol gira sobre su eje la Tierra lo sigue en su giro mediante su traslación en torno a él a lo largo del año. La relación entre ambos periodos es: (Tsinódico)-1=(Tsidéreo)-1-(365.25 días)-1 Algunos valores de referencia son:
Las manchas giran con la superficie del Sol a la velocidad que les corresponde según su latitud de acuerdo con la rotación diferencial. Desde que una mancha sale por el limbo este hasta que se oculta por el limbo oeste pasan unas 2 semanas. Claro que las manchas siguen su propia evolución. Pueden aparecer allí donde el día anterior no había nada o desaparecer sin dejar rastro. Crecen y se desarrollan por grupos que duran típicamente una o dos semanas. Algunos grupos desarrollan una gran actividad y duran varias rotaciones. Los grupos nuevos de manchas aparecen sobre todo allí donde aparecieron otros anteriormente, del mismo modo que las zonas en las que no aparecen manchas continúan sin producir manchas durante largo tiempo. También es posible que aparezca nuevo flujo magnético cerca de una región activa en formación incrementando así su complejidad. De esta forma las áreas en las que aparecen regiones activas forman cúmulos o nidos que persisten incluso hasta seis rotaciones solares (más de cinco meses). Por norma general los grupos adoptan en su desarrollo una configuración alineada de este a oeste, casi paralela al ecuador solar. En realidad suelen formar un pequeño ángulo con el ecuador que depende de la latitud del grupo y por tanto del momento del ciclo solar. Este ángulo es del orden de 6º, de tal forma que las manchas delanteras (más al oeste) del grupo están más cerca del ecuador y las traseras (más al este) más lejos de él. Sucede también que las manchas delanteras del grupo son más duraderas y estables que las traseras. Existe un ciclo de 11 años durante el cual el número de manchas crece y disminuye periódicamente. El último máximo fue en 1989 y el próximo mínimo se espera en 1997. A la vez que el número de manchas varía, la posición en la que aparecen con más frecuencia es también distinta. Cuando empieza un nuevo ciclo, cerca del mínimo, las manchas aparecen a latitudes de unos 40º. Con los años aparecen a latitudes más bajas, y cerca del siguiente mínimo aparecen casi todas muy cerca del ecuador, momento en que las manchas del siguiente ciclo comienzan de nuevo a aparecer a altas latitudes. Durante el mínimo de actividad las fáculas polares aumentan considerablemente en número, mientras que en el máximo son muy escasas. En los espacios libres de manchas los pequeños campos magnéticos que emigran de los polos del Sol o que proceden de viejos grupos de manchas extinguidos y esparcidos se concentran en los bordes del entramado cromosférico, conducidos por el flujo de la supergranulación. Los polos opuestos no se cancelan sino que se acumulan por separado formando grandes regiones magnéticas unipolares (regiones de gran escala) que retornan a los polos en un ciclo de 11 años. Observación del Sol y seguimiento de la actividad solar La actividad solar se puede evaluar por el número de manchas y grupos de manchas que aparecen. El número de Wolf o Número Internacional Relativo de Manchas Solares, RI, es el índice más utilizado y consiste en multiplicar por 10 el número de grupos y sumarle el número total de focos oscuros, con o sin penumbra. En el máximo de actividad solar son normales números de Wolf de 200 y 250, con una media de 8 grupos diarios y hasta 150 ó 200 manchas. En el mínimo el número de Wolf llega a 0 y esporádicamente aparecen uno o dos grupos con pocas manchas. Una estimación del área ocupada por las manchas solares a partir del número de Wolf se puede obtener de la relación empírica Area(millonésimas de hemisferio visible)=16.7 W aunque el factor 16.7 depende de la fase del ciclo de 11 años. La observación del Sol en luz visible se debe centrar en el estudio de la superficie, las manchas y las fáculas, y la determinación diaria del número de Wolf. Al final de cada mes o de cada rotación solar se puede hacer un balance o resumen. Para realizar sus actividades se organizan grupos de dos o tres personas. Cada grupo realiza el dibujo, clasificación y recuento de las manchas solares un día asignado de la semana. La tarea se lleva a cabo al mediodía, cuando el Sol está bastante alto sobre el horizonte, aunque en primavera y verano puede ser conveniente observarlo más temprano. La observación suele durar entre una hora y una hora y media. Para la observación diaria se suele seguir un proceso en tres fases:
Para realizar las observaciones diarias son necesarias algunas hojas preparadas para ello y un anuario astronómico en el que aparezcan los ángulos necesarios para conocer la orientación relativa del eje de rotación del Sol, que varía día a día. La hoja en la que vamos a marcar, dibujar y anotar todos los datos está dividida en varios apartados. El círculo mayor es en el que se van a marcar y dibujar las manchas y fáculas, a ser posible por proyección de la imagen sobre una placa, a la distancia adecuada. Este círculo está pensado para lograr una escala de 1 cm: 100.000 km. A cada lado lleva una escala angular que se utiliza para orientar la hoja adecuadamente en función de los datos del anuario. En el círculo pequeño se anotarán esquemáticamente la posición de los grupos de manchas numerados arbitrariamente.
En el primer cuadro de la hoja se anota la fecha y los datos del instrumento utilizado. Debajo hay otro cuadro para anotar datos meteorológicos. El casillero se usa para anotar la clase de cada grupo y el número de manchas que cuenta cada persona que está observando, así como las características de la imagen. La parte inferior izquierda se reserva para comentarios y citar las fotografías y ampliaciones de manchas que pudieran haberse hecho. La columna Región del casillero y el cuadro superior derecho se reservan para rellenarlo cuando se haga el balance del mes o de la rotación. Será necesario también usar unas hojas de acetato o papel vegetal en las que hay proyectadas unas esferas graduadas. Estas esferas se han dibujado con inclinaciones del ecuador entre 0º y 7º para usar la correspondiente a cada día. Són útiles para medir ángulos en el Sol sobre la hoja de dibujo. Círculos en formato GIF, resolución de 180 puntos por pulgada (unos 45 Kb cada imagen) ángulo B0: 0º 1º 2º 3º 4º 5º 6º 7º También en formato PostScript Encapsulado (EPS), comprimidos en un archivo ZIP: disponible aquí (154 Kb). Por último tendremos las hojas de clasificación. En la primera hoja encontraremos la clasificación de los grupos de manchas. Se incluyen varios dibujos de ejemplo para cada tipo y una serie de preguntas clave para facilitar la clasificación paso a paso. En la hoja aparece la explicación de todas las posibilidades de cada parámetro y una lista de los tipos de grupos permitidos. En la segunda hoja aparecen las escalas utilizadas para evaluar la calidad de la imagen que brinda el telescopio, una lista de anotaciones complementarias y las escalas para evaluar las condiciones de viento e influencia de la nubosidad. Para clasificar las nubes tenemos un grupo de hojas en las que se encuentra su división, tipos, características, símbolos y algunos diagramas y dibujos de ejemplo. |
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