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Sol y Ciencia
La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica
Número 7, 2014. Julio—Agosto—Setiembre
Grupo Amateur de Meteorología Espacial GAME
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Índice
Se cumplen dos años del tránsito de Venus por delante del Sol (pag. 10)
La
contra-reversión
magnética
solar
(pag. 6)
Las sondas Stereo
descubren que la
corona solar es
mas grande de lo
que se esperaba
4
NOTICIAS:
El planeta pesado y los dos planetas condenados
5
Se descubre lo que podría ser el “hermano” del Sol
6
La contra-reversión magnética solar
8
Una nube de hidrógeno se dirige hacia la Vía Láctea
9
La teoría de los planetas ctónicos
10
Se cumplen dos años del tránsito de Venus
11
Tránsito de Mercurio visto desde del planeta Marte
12
Astrónomos observan la muerte violenta de una estrella
14
Las sondas Stereo descubren que la corona solar es
mas grande de lo esperado hasta ahora
16
Investigando las líneas de alta tensión para estudiar
las corrientes de inducción electromagnética
17
La colaboración Española en la construcción del E-ELT
19
SWARM confirma un debilitamiento del campo magnético
20
Se descubre el secreto de la lluvia de plasma solar
21
Estrellas como el Sol ayudan a la formación de agua
en el universo
APRENDE CIENCIA:
(Pag. 14)
La luz del
universo
(Pag. 32)
22
Los magnetares
24
El color solar
26
Las lentes gravitacionales
29
Luz y materia
30
Concurso de fotografía solar
32
La luz del universo
33
El solsticio de verano
34
Conceptos básicos de la meteorología espacial
38
Conceptos básicos
de la meteorología espacial
(Pag. 34)
EVENTOS, EXPERIMENTOS Y DATOS:
GAME celebra el primer International Sun-Day
39
Se celebra el primer TAAC en Cataluña
40
Experimentos en familia
41
Datos de los últimos 108 días
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
El planeta “pesado” y los dos planetas condenados
¿Te imaginas un mundo que es 17 veces más masivo que la Tierra, pero aún rocoso? ¿O dos planetas
que están condenados a ser engullido por su estrella madre en poco tiempo si hablamos en años astronómicos?
Girando alrededor de su estrella cada 45 días está
Kepler-10c, que es cerca de 2.3 veces más grande
que la Tierra, pero es un peso pesado, es 17 veces
más masivo que nuestro planeta. Este planeta fue
descubierto por el telescopio espacial Kepler.
Aunque en un principio los astrónomos pensaban
Kepler-10c era un"mini-Neptuno", su masa mesurada por el instrumento HARPS-North ubicado en
el telescopio nacional Galileo demostró que es un
planeta rocoso.
A todo ello se descubrió que este sistema solar tiene una antigüedad de 11 mil millones de años .
Kepler-56b y Kepler-56c, son dos planetas que pueden ser engullidos próximamente si hablamos en
terminología astronómica. Estos dos planetas cuyas órbitas están dentro de la distancia equivalente
de Mercurio al Sol, se espera que sean absorbidos
por la de su estrella en 130 millones de años
(Kepler- 56b) y 155 millones de años (Kepler- 56c).
Es la primera vez que dos planetas condenados
han sido encontrados en un solo sistema.
Hay dos factores detrás de esto: el tamaño de la
estrella se ampliará a medida que envejece (lo cual
es típico entre las estrellas) y las fuerzas de marea
entre los planetas y su estrella también harán que
se frenen en sus órbitas. Curiosamente, otro planeta gigante gaseoso llamado Kepler- 56d se mantendrá a salvo de la mayoría del caos ya que su órbita
es equivalente al cinturón de asteroides en nuestro
sistema solar. paso de su investigación
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Se descubre lo que podría ser el “hermano” del Sol
Un equipo de astrónomos de la
Universidad de Texas en Austin
(EE.UU.) ha identificado al primer
«hermano» del Sol, una estrella
que casi con toda seguridad nació a partir de la misma nube de
polvo y gas que la nuestra hace
más de 4.500 millones de años.
El equipo, que publicará su trabajo en junio en la revista The Astrophysical Journal, cree que los
métodos utilizados podrán ayudar a otros investigadores a encontrar a otros «hermanos solares», lo que facilitaría la comprensión de dónde se formó
nuestro Sol y de cómo nuestro
sistema se convirtió en un lugar
propicio para la vida.
La nebulosa que generó el Sol
también provocó el nacimiento
de miles de estrellas que deberían haber sobrevivido, como lo
hizo la nuestra. Sin embargo, los
científicos han tenido serias dificultades
para
encontrarlas.
¿Dónde están metidas? ¿A qué
punto de la galaxia se han dirigido? El astrónomo Simon Portegies Zwart, de la Universidad de
Lieden, en los Países Bajos, estimó en su día que entre 10 y 60
de ellas deberían residir a menos
de 330 años luz de la Tierra. A
esa distancia, podrían ser visibles
con unos prismáticos, pero no
había ni rastro.
La misma firma química:
Antes de identificarlo, los astrónomos siguieron a 30 posibles
candidatos: 23 con el Telescopio
Harlan J. Smith del Observatorio
McDonald, y los restantes, visibles solo desde el hemisferio sur,
con el Telescopio Magallanes del
Observatorio Las Campanas en
Chile. Todas estas observaciones
utilizaron espectroscopia de alta
resolución para conocer la composición química de las estrellas.
Además de los análisis químicos,
el equipo también recogió información acerca de las órbitas de
las estrellas, dónde habían estado y hacia dónde van en su camino alrededor del centro de la
Vía Láctea. Tras combinar toda la
información disponible, solo un
candidato, HD 162826, era consistente. Los investigadores han
descartado de planetas gaseosos
(llamados Júpiter calientes) giren
a su alrededor, pero no descartan que sí puedan hacerlo mundos terrestres más pequeños.
Una vez que muchos más hermanos solares hayan sido identificados, los astrónomos estarán un
paso más cerca de saber dónde y
cómo se formó el Sol.
«Queremos saber donde nacimos», apunta Ramirez. «Si podemos averiguar en qué parte de la
galaxia se formó el Sol, podemos
limitar las condiciones en el sistema solar primitivo. Eso podría
ayudarnos a entender por qué
estamos aquí».
Además, existe la posibilidad
«pequeña, pero no cero», de que
alrededor de estas estrellas giren
planetas que albergan vida. En
sus primeros días dentro de su
grupo de nacimiento, explica Ramirez, las colisiones podrían haber golpeado pedazos de esos
planetas, fragmentos que podrían haber viajado entre los sistemas solares, y tal vez incluso
pueden haber sido responsables
de traer la vida primitiva a la Tierra. O al revés, los fragmentos de
la Tierra podrían haber transportado vida a planetas que orbitan
hermanos solares. «Así que se
podría argumentar que los hermanos solares son candidatos
clave en la búsqueda de vida extraterrestre», asegura el investigador.
El hermano solar identificado por
el equipo de Austin está en ese
rango de distancia, a 110 años
luz en la constelación de Hércules. En efecto, es visible con unos
binoculares de baja potencia, no
muy lejos de la brillante estrella
Vega. Llamado HD 162826, es un
15% más grande que el Sol.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
La contra-reversión magnética solar
Cada 11 años, el campo magnético solar se revierte. Es decir, el polo norte pasa a ser polo sur y el
polo sur pasa a ser norte. Esto no es nada extraño
ni nada fuera de lo normal, cuando se alcanza el
punto máximo de cada ciclo solar se produce este
tipo de evento.
yendo en positivo ya que es una señal a que puede
suceder. Hasta ahora no se había observado en
otros ciclos solares pero la reversión de lo que es
ahora polaridad norte ha vuelto a revertirse en las
últimas semanas a polaridad sur. Dicho de otra forma, ahora tenemos dos polaridades sur.
Esto no produce efectos presenciales, ya que se
trata de unos cambios que afectan principalmente
a la polaridad de las manchas solares presentes y
también a la hoja actual heliosférica. Para explicar
la hoja actual heliosférica tenemos que pensar que
el sistema solar está dividido en dos partes, una en
la cual actúa el campo magnético norte del Sol y
otra parte donde actúa el campo magnético sur del
Sol. Pues la hoja heliosférica actual es el punto medio donde se realiza este cambio dentro del sistema solar.
Esto creemos que puede estar sucediendo por la
falta de fuerza en el campo magnético solar y por
lo cual iría relacionado con parte de la investigación
que tenemos en curso desde hace unos años sobre
el letargo solar. El letargo solar es un periodo en el
cual el Sol permanecerá tranquilo con muy poca o
casi nula actividad solar.
No suelen cambiar las dos polaridades a la misma
vez, de forma simultánea, y este ciclo solar ha sucedido lo mismo. Primero cambio la polaridad norte a
sur (en junio del 2012) y la polaridad sur paso a ser
norte en (junio del 2013). Con ello se podría hablar
de una reversión completa del campo magnético
del Sol, pero en ocasiones hay fluctuaciones que
hacen que esta reversión no sea del todo fijo
(durante unas semanas, las polaridades cambian
nuevamente de forma temporal).
Lo importante de ello es una cosa que llevamos
unas semanas dándonos cuenta y que influye en
nuestra investigación sobre el letargo solar, influ-
Por lo cual resumiendo estaríamos ante una reversión solar incompleta producida por una falta de
potencia en el campo magnético solar, y por ello un
gran indicio de que se podría producir en próximos
años un letargo solar.
En la gráfica que adjuntamos podemos observar lo
explicado anteriormente sobre la posible contrareversión del campo magnético norte.
Si observamos los últimos datos, lo que ya había
revertido hacia el campo norte (línea marrón) vuelve de nuevo al lado negativo (polo sur) cuando debería de mantenerse en el lado norte. Otro detalle
curioso es la fuerza que tienen los anteriores ciclos
solares en cuanto fuerza de campo magnético. Lo
cual sugiere que este debilitamiento podría ser
producido por el próximo letargo solar.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Más información sobre la investigación realizada por GAME sobre el letargo solar en:
CURIOSIDADES SOBRE NUESTRA ESTRELLA
http://www.meteorologiaespacial.es/letargo_solar_game.pdf
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Una nube de hidrógeno se dirige hacia la Vía Láctea
Una nube de hidrógeno que está rodeada por un
manto de “materia oscura” de casi 10.000 años luz
de largo, apunta su proa hacia la Vía Láctea dejando expectantes a los astrónomos.
forma de un cometa y aunque está a casi 10.000
años luz, su tamaño es tal que su influencia se ha
comenzado a sentir, en tanto lanza gases hacia las
afueras de nuestra galaxia.
La “nube de Smith” como ha sido bautizada, viaja a
más de 240 quilómetros por segundo. Cuando la
nube llegue a nuestra galaxia, interaccionará con
múltiples estrellas masivas que terminarán estallando en forma de supernova. Los astrónomos
creen que para cuando llegue la nube –si es que los
humanos todavía existen- habrá dos escenarios
posibles: o todo vuela literalmente en el espacio, o
se verá el mayor espectáculo de fuego en el cielo
que jamás nadie haya visto en toda la historia del
planeta. Si bien el fenómeno llegará a nuestro Sistema Solar, dentro de entre 20 y 40 millones de
años, sus bordes exteriores ya comienzan a interactuar con nuestra área galáctica.
La “nube de Smith” es considerada única en su género, lo suficientemente grande y rápida como para incidir en algún futuro sobre nosotros, pero ya
“lo suficientemente cerca como para poder estudiarla con la actual tecnología, algo que no fue posible cuando se la descubrió”, detalla el astrónomo
Matthew Nichols, del Observatorio Sauverny en
Suiza. “La nube es también uno de los más grandes
misterios, ya que un objeto como ese, sencillamente, no debería ser capaz de sobrevivir a un viaje a
través de la Vía Láctea, aunque todas las evidencias
apuntan a que, de hecho, lo hizo y ahora se apresta
a hacerlo nuevamente”, detalló en declaraciones
sobre su último trabajo en el tema, que anticipa
publicar en junio próximo la revista de la Royal Astronomical Society.
La “nube de Smith” ( en homenaje al astrónomo
alemán que la descubrió el siglo pasado), tiene la
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Noticias—SOL Y CIENCIA
La teoría de los planetas ctónicos.
El 10 de abril de 2007, Travis Barman, astrónomo
del Observatorio Lowell, demostró que la atmósfera
del planeta HD 209458-b contenía vapor de agua
cargado de dióxido de carbono y metano. Usando
una combinación de medidas observadas por el telescopio Hubble, junto con nuevos modelos teóricos de predicción de órbitas, se dedujo que este
exoplaneta orbitaba en torno a su estrella cada tres
días y medio, y cada vez que pasa frente a ella, el
contenido atmosférico podía analizarse examinando cómo la atmósfera absorbe la luz procedente de
la propia estrella a la que orbita.
Después de fotografiar en repetidas ocasiones el
tránsito de este planeta, cuando se mostraba de
cara hacia nosotros, se detectó un pequeño borrón
o nube que parecía ser consecuencia de la pérdida
de masa del planeta a través de su atmósfera gaseosa, esto destacó y quedó reflejado en el espectro infrarrojo observable del cuerpo. Dicho planeta
es de tipo gaseoso, de unas 0,7 masas el de Júpiter.
Se estima que la proximidad y altas temperaturas
hacen evaporar su atmósfera a un ritmo acelerado
dejando una pequeña estela tras de sí.
Un planeta ctónico es aquel gaseoso que ha perdido todas las capas de su atmósfera y tan solo pre-
senta su núcleo visible, este sería muy denso, dotado de un campo magnético más fuerte de lo común
por la gran cantidad de componentes metálicos que
todavía retendría, y su edad sería más bien temprana por los grandes períodos de tiempo que conllevan este proceso.
Todavía está por verificar la existencia de esta teoría, que por otra parte cataloga la naturaleza y evolución de un planeta, solo hay que buscar ejemplos
que lo corroboren. En 2011 el telescopio espacial
Kepler descubrió dos planetas que orbitan alrededor de la estrella KIC 05807616, a una distancia 5
veces menor que la órbita de Saturno. Se presume
que podrían ser antiguos gigantes gaseosos que
fueron reducidos a sus núcleos de hierro cuando la
estrella se convirtió en una gigante roja.
Por otra parte, aún por confirmar, pero muchos
científicos han sugerido que Mercurio podría ser un
ejemplo de planeta ctónico si se llegase a demostrar que en algún momento fue gaseoso. Hasta ahora la teoría más aceptada es que el aspecto actual
de Mercurio se debe a un choque planetario, pero
si hay algo claro, es que en algún momento dentro
de muchos años el planeta HD 209458-b pasará a
ser un verdadero planeta ctónico.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Se cumplen dos años del tránsito de Venus por delante del Sol
El pasado 6 de junio se celebraba el segundo año
del tránsito de Venus por delante del Sol. Durante 8 horas, el planeta cruzo por delante del Sol y
dejo imágenes tan bellas como las que tienen en
esta página.
Es un fenómeno que no sucede de forma seguida, y no lo volveremos a observar hasta el próximo 11 de diciembre del año 2117.
Los tránsitos de Venus tienen importancia por las mediciones e investigaciones astronómicas que han
permitido realizar: históricamente, las primeras estimaciones realistas del tamaño del Sol, y de la distancia entre la Tierra y el Sol mediante el paralaje (1639), y actualmente, nuevas técnicas para la búsqueda de exoplanetas.
La órbita de Venus se encuentra inclinada 3.4º respecto a la órbita de la tierra, por lo que usualmente
aparece encima o debajo del sol durante una conjunción inferior. Los tránsitos ocurren cuando Venus
alcanza la conjunción con el sol en la cercanía de sus nodos (donde la órbita de Venus corta el plano
orbital de la Tierra) y por tanto pasa directamente entre el Sol y la Tierra. Aunque la inclinación de los
planos orbitales es de 3.4º, es posible que Venus esté tan separado hasta 9.6º en ciertas conjunciones.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Tránsito de Mercurio visto desde el planeta Marte
El rover Curiosity de la NASA en Marte ha fotografiado al planeta Mercurio pasando por delante del Sol, visible como un oscurecimiento
leve que se mueve a través de la cara del Sol.
Este es el primer tránsito solar de un planeta
observado desde otro planeta que no sea la
Tierra, y también la primera imagen de Mercurio vista desde Marte. Mercurio llena sólo una
sexta parte de un píxel de esta fotografía, lo
que demuestra la gran distancia a la que se encuentra desde Marte. Desde la posición de Curiosity no se puede apreciar bien su forma, pero su posición y trayectoria son las esperadas
en base a cálculos orbitales.
"Este es un guiño a la relevancia de los tránsitos planetarios en la historia de la astronomía
en la Tierra", dijo Mark Lemmon, mienbro del
equipo científico de la Mastcam. "Los tránsitos
de Venus se han utilizado en astronomía para
medir el tamaño del Sistema Solar, y los tránsitos de Mercurio fueron relevantes para medir
el tamaño del Sol".
Las observaciones se realizaron el 3 de Junio
de 2014, desde la posición de Curiosity en el
interior del cráter Gale de Marte. Además de
mostrar el tránsito de Mercurio, la cámara del
rover muestra dos manchas solares de aproximadamente el tamaño de la Tierra. Las manchas solares se mueven sólo al ritmo de rotación del Sol, mucho más lento que el movimiento de Mercurio.
Muchos espectadores en la Tierra observaron
un tránsito de Venus en Junio de 2012, el último visible desde la Tierra en este siglo. El próximo tránsito de Mercurio visible desde la Tierra será el 9 de Mayo de 2016. Los tránsitos de
Mercurio y Venus son visibles más a menudo
desde Marte que desde la Tierra, y Marte también ofrece un punto de vista ventajoso para
ver los tránsitos de la Tierra. El siguiente tránsito de cada tipo visible desde Marte será Mercurio en Abril de 2015, Venus en Agosto de
2030 y la Tierra en Noviembre de 2084.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Astrónomos observan la muerte violenta de una estrella gigante
Por primera vez, los científicos tienen la confirmación directa de que una estrella masiva tipo WolfRayet (WR) --que sufren grandes pérdidas de masa
debido a intensos vientos estelares-- ubicada a 360
millones de años luz de distancia en la constelación
de Bootes murió en una violenta explosión conocida como supernova de tipo IIb. WR es un tipo de
estrellas muy masivas y calientes que sufren enormes pérdidas de masa por intesos vientos solares.
Nuestro Sol puede parecer bastante impresionante,
puesto que es 330.000 veces más masivo que la
Tierra, representa el 99,86 por ciento de la masa
total del sistema solar, genera alrededor de 400
billones de billones de vatios de potencia por segundo y tiene una temperatura de superficie de
aproximadamente 10.000 grados centígrados. Sin
embargo, para una estrella, es un peso ligero.
Los gigantes cósmicos reales son las estrellas WolfRayet, que son más de 20 veces más masivas que el
Sol y por lo menos cinco veces más calientes. Debido a que estas estrellas son relativamente raras y a
menudo están oscurecidas, los científicos no saben
mucho acerca de cómo se forman, viven y mueren.
Pero esto está cambiando gracias a un innovador
estudio del cielo llamado 'intermediate Palomar
Transient Factory' (iPTF), que utiliza los recursos del
Centro Científico Computacional Nacional de Investigación Energética (NERSC, por sus siglas en inglés)
y la Red de Ciencias Energéticas (ESnet, también en
inglés), ambos ubicados en el Laboratorio Nacional
Lawrence Berkeley del Departamento estadounidense de Energía (Berkeley Lab) para estudiar acontecimientos cósmicos fugaces como las supernovas.
Grasicas a iPTF, investigadores del Instituto de
Ciencia Weizmann de Israel, dirigidos por Avishay
Gal-Yam, captaron la supernova SN 2013cu pocas
horas después de su explosión. A continuación, activaron los telescopios terrestres y espaciales para
observar el evento aproximadamente durante entre 5,7 y 15 horas después de su autodestrucción.
"El desarrollo de capacidades de observación nuevas nos permite ahora estudiar las estrellas que estallan de formas con las que antes sólo podíamos
soñar. Estamos avanzando hacia estudios en tiempo real de las supernovas", afirma Gal-Yam, astrofí-
sico en el Departamento de Física de Partículas y
Astrofísica del Instituto Weizmann y autor principal
de un artículo publicado en 'Nature' sobre este hallazgo.
"Por primera vez, podemos apuntar directamente a
una observación y decir que este tipo de WolfRayet conduce a una supernova de tipo IIb", añade
Peter Nugent, quien encabeza el área de Cosmología Computacional del Centro de Berkeley Lab (C3)
y lidera el equipo de Berkeley de la colaboración
iPTF.
"Cuando identifiqué el primer ejemplo de una supernova de tipo IIb en 1987, soñaba con que algún
día tendríamos una prueba directa de qué tipo de
estrella explotó. Es refrescante que ahora podamos
decir que las responsables son las Wolf-Rayet, al
menos en algunos casos", subraya Alex Filippenko,
profesor de Astronomía en la Universidad de Berkeley. Tanto Filippenko como Nugent son también
coautores del artículo de 'Nature'.
Algunas estrellas supermasivas se convierten en
Wolf-Rayets en la etapa final de sus vidas y resultan
interesantes para los científicos porque enriquecen
las galaxias con elementos químicos pesados que
con el tiempo se convierten en los componentes
básicos de los planetas y la vida. "Estamos determinando poco a poco qué tipo de estrellas explotan,
por qué y qué clase de elementos producen", relata
Filippenko, quien añade que esos elementos son
fundamentales para la existencia de vida.
Todas las estrellas, no importa cuál sea el tamaño,
se pasan la vida fusionando átomos de hidrógeno
para crear helio, de forma que, cuanto más masiva
es una estrella, más gravedad ejerce, lo que acelera
la fusión en el núcleo de la estrella, generando
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Noticias—SOL Y CIENCIA
energía para contrarrestar el colapso gravitatorio.
Cuando el hidrógeno se agota, una estrella supermasiva continúa fusionando los elementos todavía
más pesados, como carbono, oxígeno, neón, sodio,
magnesio y así sucesivamente, hasta que su núcleo
se convierte en hierro.
En este punto, los átomos (incluso las partículas
subatómicas) se almacenan tan estrechamente que
la fusión ya no libera energía en la estrella. Entonces, únicamente se apoya en la presión de la degeneración de electrones, la ley mecánica cuántica
que prohíbe a dos electrones ocupar el mismo estado cuántico. Cuando el núcleo es lo suficientemente masivo, incluso la degeneración de electrones no soporta la estrella y se derrumba. Los protones y los electrones del núcleo se fusionan, liberando una enorme cantidad de energía y neutrinos, lo
que, a su vez, alimenta una onda de choque que
rasga la estrella y expulsa sus restos violentamente
hacia el espacio, convirtiéndose en una supernova.
La fase de Wolf- Rayet se produce antes de la supernova. Como la fusión nuclear se ralentiza, los
elementos pesados forjados en el núcleo de la estrella suben a la superficie provocando fuertes
vientos, que arrojan una enorme cantidad de material en el espacio y oscurecen la estrella a la vista
de los telescopios de la Tierra. "Cuando una estrella
Wolf-Rayet se convierte en supernova, la explosión
rebasa el viento estelar y toda la información acerca de la estrella progenitora se va", dice Nugent.
"Tuvimos suerte con SN 2013cu, puesto que captamos la supernova antes de que desapareciera con
el viento. Poco después de que la estrella explotara, soltó un destello ultravioleta de la onda de choque que calentó e iluminó el viento. Las condiciones que observamos en ese momento eran muy
similares a lo que había antes de la supernova",
detalla.
Antes de que los restos de la supernova alcanzaran
el viento, el equipo de iPTF logró capturar sus firmas de luz química (o espectros) con el telescopio
terrestre Keck, en Hawai, Estados Unidos, y vio los
signos reveladores de una estrella Wolf-Rayet.
Cuando estos expertos realizaron observaciones de
seguimiento 15 horas más tarde con el satélite
Swift de la NASA, la supernova era todavía muy caliente y emitía fuertemente la luz ultravioleta.
En los días siguientes, los colaboradores de IPTF
sumaron a telescopios de todo el mundo para ver
el choque de la supernova en el material que había
sido expulsado previamente de la estrella. Conforme pasaban los días, los investigadores lograron
clasificar SN 2013cu como una supernova de tipo
IIb por las débiles firmas de hidrógeno y los fuertes
rasgos de helio en el espectro que apareció después de que la supernova se enfrió.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Las sondas Stereo descubren que la Corona solar es mas grande de
lo esperado hasta ahora
Alrededor del sol es una gran atmósfera de partículas solares, a través del cual pululan los campos
magnéticos, las llamaradas solares estallan, y las
columnas gigantescas de elevación de materiales
caen y se empujan unos a otros al alrededor. Ahora, usando el Observatorio de Relaciones Terrestres
y Solar de la NASA (STEREO), los científicos han descubierto que esta atmósfera, llamada corona, es
aún más grande de lo que se creía. Se extiende hacia unos 5 millones de kilómetros por encima de la
superficie del Sol, el equivalente a 12 radios solares. Esta información tiene implicaciones para la
próxima misión Solar Probe Plus, de la NASA, que
se lanzará en 2018 y será la sonda que viajará más
cerca del Sol hasta ahora.
Estas observaciones proporcionan las primeras mediciones directas del límite interior de la heliosfera,
la burbuja gigante escasamente llena de partículas
solares que rodean el Sol y todos los planetas. En
combinación de los datos de las sonda STEREO con
las mediciones de la Voyager 1 de la frontera exterior de la heliosfera, ahora hemos definir el alcance
de toda esta burbuja local.
"Hemos seguido el sonido como ondas a través de
la corona exterior y usamos estos para mapear la
atmósfera solar", dijo Craig DeForest, del Instituto
de Investigación del Suroeste en Boulder, Colorado.
"No podemos escuchar el sonido directamente a
través del vacío del espacio, pero con un cuidadoso
análisis podemos ver la ondulación a través de la
corona."
Los resultados fueron publicados en The Astrophysical Journal el 12 de mayo de 2014. Los investigadores estudiaron las ondas conocidas como ondas magnetosónicas, y son un híbrido de las ondas
sonoras y las ondas magnéticas llamadas ondas de
Alfven. A diferencia de las ondas de sonido en la
Tierra, que oscilan varios cientos de veces por segundo, estas ondas oscilan alrededor de una vez
cada cuatro horas, y tienen aproximadamente 10
veces la longitud de la Tierra.
El Seguimiento de las ondas magnetosonicas mostraron a DeForest y su equipo que el material a través de este espacio ampliado de la corona se mantuvo conectado con el material solar mucho más
adentro, es decir que incluso a más de 5 millones
de kilómetros del Sol. Las tormentas solares gigantes o las eyecciones de masa coronal pueden crear
14
Noticias—SOL Y CIENCIA
efectos de ondulación que se pueden sentir a través de la corona. Más allá de ese límite, sin embargo, el material solar sigue su curso en un flujo constante llamado al viento solar, por ahí, el material
se ha separado de la estrella y su movimiento no
puede afectar a la corona.
Al darse cuenta de que la corona se extiende mucho más allá de lo pensado anteriormente tiene
importantes consecuencias para la nave Solar Probe Plus, de la NASA porque la misión se trasladará
a unos 4 millones de kilómetros de sol. Los científicos sabían que la misión recogerá información más
cerca del sol como nunca antes, pero no se podía
estar seguro de que pudiera viajar hasta este punto.
"Esta investigación proporciona confianza en que
Solar Probe Plus, tal como está diseñado, explorará
el sistema magnético solar interior", dijo Marco
Velli, un científico de la nave Solar Probe Plus en el
Laboratorio de Propulsión a Chorro JPL de la NASA
en Pasadena, California. "La misión de medir directamente la densidad, la velocidad y el campo magnético del material solar allí, nos permitirá comprender cómo se generan el movimiento y el calor
en la corona y el viento solar."
Con acceso directo a la atmósfera del Sol, la nave
Solar Probe Plus proporcionará información sin
precedentes sobre cómo se calienta la corona solar
y revolucionar nuestro conocimiento del origen y la
evolución del viento solar.
Sondas Stereo
Sonda Solar Probe Plus
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Investigando las líneas de alta tensión para estudiar las corrientes
de inducción electromagnética:
Las corrientes inducidas geomagnéticamente constituyen un fenómeno que en la Tierra se observa por
lo general entre uno y tres días después de una
eyección de masa coronal desde el Sol. Esta eyección es una especie de burbuja gigantesca de partículas cargadas con una masa total de hasta 10.000
millones de toneladas. Estas partículas pueden ser
aceleradas hasta alcanzar velocidades de varios millones de kilómetros por hora cuando recorren el
espacio.
Cuando una de estas burbujas de partículas que
conforman la eyección de masa coronal incide sobre
la magnetosfera terrestre, el impacto causa fluctuaciones electromagnéticas que producen tormentas
geomagnéticas en la Tierra. Estas tormentas refuerzan las corrientes eléctricas, lo que a su vez acarrea
fluctuaciones en el campo magnético de nuestro
planeta a nivel de la superficie. Estas corrientes de
superficie pueden fluir a través de cualquier estructura conductiva de gran tamaño, incluyendo las líneas de la red eléctrica de alta tensión, oleoductos,
gasoductos, cables de comunicaciones submarinas,
redes telefónicas y telegráficas, y las vías ferroviarias.
Los eventos de meteorología espacial pueden generar una amplia gama de efectos, incluyendo interferencias o cortes en las comunicaciones y en sistemas de navegación, daños en los instrumentos de
los satélites, e incluso la corrosión de las tuberías de
acero de gasoductos y oleoductos. El impacto en las
redes eléctricas suele ser la preocupación más inmediata cuando se desencadena una tormenta geomagnética. Por eso se necesita saber con más profundidad cómo los sucesos de este tipo afectan a
dichas redes.
A fin de conocer mejor el fenómeno de las corrientes inducidas geomagnéticamente, un equipo de
científicos encabezado por el heliofísico Antti Pulkkinen, del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la
NASA en Greenbelt, Maryland, Estados Unidos, está
a punto de comenzar una investigación piloto de
entre uno y dos años de duración que se aprovechará de las líneas eléctricas de alta tensión en Estados
Unidos para hacer mediciones de ese fenómeno capaz de causar apagones de gran magnitud.
Se está terminando de instalar una serie de subestaciones científicas, emplazadas debajo de líneas eléctricas de alta tensión, para medir en tiempo real el
Un ejemplo de caso extremo de corrientes inducidas fenómeno expuesto.
por esa cadena de fenómenos fue la gran tormenta
magnética de marzo de 1989, una de las más grandes del siglo XX. Los rápidos cambios en el campo
geomagnético causaron campos eléctricos inducidos
muy intensos en la superficie de nuestro planeta.
Este conjunto de campos eléctricos originó corrientes eléctricas que fluyeron a través de estructuras
de material conductor, incluyendo la red eléctrica
canadiense. La excesiva corriente causó el colapso
de dicha red, lo que dejó sin electricidad a más de
seis millones de personas.
Según el USGS (U.S. Geological Survey, el servicio
estadounidense de prospección geológica), si el corte hubiera ocurrido en el nordeste de EE.UU., el impacto económico podría haber superado los 10.000
millones de dólares, y eso sin tener en cuenta el impacto en los servicios de emergencia y la reducción
general de la seguridad pública.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
La colaboración Española en la construcción del E-ELT
El Consejo de Ministros ha autorizado al Ministerio de Economía
y Competitividad a adquirir los
compromisos de gasto necesarios para que España participe en
el Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT). Según
este acuerdo se destinarán 38
millones de euros en los próximos 12 años para la construcción
y operación en Chile del mayor
telescopio del mundo, que proyecta la Organización Europea
para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral (ESO,
por sus siglas en inglés).
España es miembro de la ESO
desde 2006 y contribuye a su
presupuesto con cerca de 11 millones de euros anuales (140 millones en total sumando la contribución de ingreso). Para participar en el E-ELT deberá pagar
una cantidad adicional, por lo
que se ha acordado un calendario específico para los próximos
12 años. El presupuesto de construcción del E-ELT es de 1.083
millones de euros.
lescopio del mundo ha suscitado
mucho interés en la comunidad
científica. ESO es la principal
fuente de datos astronómicos
para España y nuestros investigadores han estado muy involucrados en la definición científica del
E-ELT.
La adhesión de España permitirá
además la participación de las
empresas españolas en las licitaciones que se convoquen para la
construcción y operación del telescopio, que solo están abiertas
a los países que suscriban el proyecto y que previsiblemente supondrán 800 millones de euros
en contratos. Se estima que la
industria española podría obtener alrededor de 130 millones de
euros.
Es el proyecto más importante
de la ESO, cuyo coste de construcción es de 1.083 millones de
euros y que se ubicará a 3.060
metros de altitud en el Cerro Armazones en Chile. El E-ELT será
el telescopio óptico/infrarrojo
más grande del mundo, con un
espejo de 39 metros de diámetro
y capaz de recoger 13 veces más
luz que el mayor de los telescopios existentes en la actualidad y
de corregir las distorsiones producidas por la atmósfera, proporcionando imágenes 16 veces
más nítidas que el telescopio espacial Hubble. De la financiación
necesaria para su construcción,
300 millones procederán de los
presupuestos de la Organización,
350 millones de la adhesión de
Brasil a la misma y el resto, unos
433 millones de euros, se reparten entre las contribuciones adicionales de los Estados miembros.
La ESO es un organismo internacional fundado en 1962 participado por Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Italia, Países Bajos,
Portugal, Reino Unido, República
Checa, Suecia y Suiza. La ESO se
ha convertido en la principal referencia mundial en observación
astronómica terrestre y cuenta
con el más potente observatorio
del mundo.
El importante avance de la astronomía en nuestro país ha permitido que España sea la octava
potencia mundial en producción
científica en este área, por lo que
la participación en el mayor teSol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
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Noticias—SOL Y CIENCIA
SWARM confirma el debilitamiento del campo magnético terrestre
Estas oscilaciones se basan en las señales magnéticas derivadas de núcleo de la Tierra. En los próximos meses, los científicos analizarán los datos para
desentrañar las contribuciones magnéticas de otras
fuentes, como por ejemplo, el manto, corteza, los
océanos, la ionosfera y la magnetosfera.
Lanzado en noviembre de 2013, la misión SWARM
es una misión de la Agencia Espacial Europea compuesta por tres satélites orbitales que estudian el
campo magnético terrestre.
Realiza mediciones de alta resolución y precisión
de la fuerza, dirección y variaciones del campo
magnético terrestre , complementado con mediciones de navegación precisa, acelerómetros y campo
eléctrico, proporcionarán datos esenciales para
modelar el campo geomagnético y su interacción
con otros aspectos físicos del sistema terrestre.
Los resultados ofrecen una visión única del interior
de la Tierra desde el espacio, proporcionando datos sobre la composición y procesos del interior
para ser estudiados en detalle y aumentar el conocimiento de los procesos atmosféricos y los patrones de circulación de los océanos que afectan al
clima global.El día 19 de junio, los científicos de la
ESA encargados de la misión se reunieron en Copenhague para demostrar los primeros resultados
de los análisis.
Los satélites SWARM tienen la misión de averiguar
que componentes influyen en el comportamiento
del campo magnético terrestre, así como observar
su relación con la actividad solar, hasta ahora no
demostrada. Por otra parte podemos añadir, que
gracias a estos avances, podemos tratar de catalogar mejor procesos inéditos y casi imperceptibles
como son las inversiones de los polos magnéticos
terrestres, proceso que dura centenares de miles
de años. Son varios los científicos que afirman que
en un periodo cercano a los 5,000 y 10,000 la Tierra
sufrirá los efectos de una inversión polar. La polaridad norte se intercambiará con la Sur, de ahí que el
polo norte magnético se haya ido desplazando por
el casquete norte hasta acercarse a Siberia.
El campo es particularmente débil en el Océano
Atlántico Sur “conocido como la Anomalía del
Atlántico Sur”. La debilitación de dicho campo ha
causado indirectamente muchas fluctuaciones de
señal temporales (llamados Single Event Upsets) en
satélites ya que estos están expuestos a una fuerte
radiación sobre esta área.
Dado que las muestras son muy recientes, todavía
hay que esperar a procesar muchos más datos, pero si algo confirman los agentes de la ESA, en especial los daneses que han participado en gran medida en la operación, es el éxito de la misión en sí. Se
espera mucho más en adelante.
Estos indican que el campo magnético terrestre
parece haberse debilitado substancialmente durante los últimos años, en torno a un 10%. Las mediciones realizadas durante los últimos seis meses
confirman la tendencia general del debilitamiento,
con los descensos más dramáticos en el Hemisferio
Occidental (América). En cambio, observamos el
efecto contrario en el sur del océano Índico, donde
se ha fortalecido considerablemente. Otro dato
remarcable, es que los focos que representan la
polaridad norte del campo magnético terrestre,
también parece haberse desplazado hacia Siberia.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
Se descubre el secreto de la lluvia de plasma solar
Nuestra estrella más cercana a la Tierra tiene el mal tiempo también.
Una borrasca en el sol, implican algo más que un poco de lluvia y
relámpagos. Enormes gotas de plasma caliente de unos 50.000
km aproximadamente, caen de la atmósfera exterior del sol (la
corona) hacia la superficie, cayendo a unos 200,000 km/h. Ahora
los científicos han llegado con una explicación de cómo funciona
esta forma "lluvia coronal".
Los mecanismos de accionamiento de la lluvia coronal son similares a las formas de lluvia forma de la Tierra, según un comunicado difundido por la Royal Astronomical Society (RAS) en el
Reino Unido. Los científicos descubrieron que las nubes de plasma en el “fresco” de la corona, se condensan y caen de nuevo a
la superficie del sol en forma de un arco de cascada.
Se cree que las nubes de plasma caliente alcanzan la corona de
la misma forma que se forman las nubes de la Tierra, a través de
la evaporación. En el caso del sol, sin embargo, las llamaradas
solares provocan la evaporación, arrojando material en la corona del sol, donde se enfría y se produce la lluvia hacia abajo.
Las tormentas de lluvias torrenciales, impulsadas por las erupciones solares, pueden desempeñar un papel fundamental en el
control del ciclo de masa de la atmósfera solar y actúan como
una especie de termostato a escala solar 'en la regulación de las
fluctuaciones de la temperatura de la corona solar.
Se encontró que el material cambia en la corona solar, de gas a
grandes gotas de lluvia de plasma, donde una caída excepcionalmente rápida de la temperatura hace que el material cambie de
gas coronal enrarecido a “gotas de lluvia", dijeron el RAS.
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Estrellas como el Sol ayudan en la formación de agua en el universo
Cuando las estrellas de peso bajo o medio como
nuestro Sol se acercan al final de sus vidas, con el
tiempo se vuelven densas enanas blancas. Al hacerlo,
expulsan sus capas exteriores de gas y polvo en el
espacio, creando un caleidoscopio de patrones intrincados conocidos como nebulosas planetarias. Estas
realmente no tienen nada que ver con los planetas,
pero fueron así denominadas en el siglo XVIII por el
astrónomo William Herschel, porque parecían objetos circulares difusos a través de su telescopio, algo
parecido a los planetas de nuestro Sistema Solar.
Más de dos siglos después, las nebulosas planetarias
estudiadas con el homónimo de William Herschel, el
observatorio espacial Herschel, han dado como resultado un sorprendente descubrimiento. Al igual que
las espectaculares explosiones de supernovas en las
estrellas de más peso, la muerte de las estrellas responsables de las nebulosas planetarias también enriquece el medio interestelar local con elementos de
los que nacen las nuevas generaciones de estrellas.
Mientras que las supernovas son capaces de forjar
los elementos más pesados, las nebulosas planetarias
contienen una gran proporción de los 'elementos de
la vida más ligeros como el carbono, el nitrógeno y el
oxígeno, producidos por la fusión nuclear en la estrella madre.
Una estrella como el Sol quema constante hidrógeno
en su núcleo durante miles de millones de años. Pero
una vez que el combustible comience a agotarse, la
estrella central se hincha en una gigante roja, se vuelva inestable y derrama sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria. El núcleo restante de la
estrella con el tiempo se convierte en una enana
blanca caliente que vierte la radiación ultravioleta en
su entorno. Esta intensa radiación puede destruir
moléculas que previamente habían sido expulsadas
por la estrella y que están ligados a los grupos o anillos de material vistos en la periferia de las nebulosas
planetarias. Se asume que esta radiación también
restringe la formación de nuevas moléculas en dichas
regiones.
Sin embargo, en dos estudios separados, astrónomos
que han utilizado el telescopio Herschel ha descubierto que una molécula vital para la formación de
agua parece acomodarse a este duro ambiente, y tal
vez incluso depende de ella para formarse. La molécula, conocida como OH +, es una combinación de
carga positiva de los átomos individuales de oxígeno
e hidrógeno, informa la ESA.
En un estudio, dirigido por Isabel Aleman, de la Universidad de Leiden, Países Bajos, se analizaron 11
nebulosas planetarias y la molécula se encontró en
sólo tres. Lo que enlaza a las tres es que albergan las
estrellas más calientes, con temperaturas superiores
a 100 000 º C. "Creemos que la idea fundamental es
la presencia de densas acumulaciones de gas y polvo,
que son iluminadas con los rayos UV y la radiación de
rayos X emitida por la estrella central caliente", dice
esta experta. "Esta radiación de alta energía interactúa para desencadenar reacciones químicas que conducen a la formación de las moléculas." Mientras
tanto, otro estudio, dirigido por Mireia Etxaluze, del
Instituto de Ciencia de los Materiales de Madrid, España, se centra en la Nebulosa Helix, una de las nebulosas planetarias más cercanas a nuestro Sistema
Solar, a una distancia de 700 años luz. La estrella central es de aproximadamente la mitad de la masa de
nuestro Sol, pero tiene una temperatura mucho más
alta, de alrededor de 120 000 º C. Las conchas expulsadas de la estrella, que en las imágenes ópticas aparecen reminiscencias de un ojo humano, contienen
una rica variedad de moléculas.
Herschel asigna la presencia de la molécula fundamental a lo largo de la nebulosa Helix, y parece que
es más abundante en los lugares donde las moléculas
de monóxido de carbono, previamente expulsadas
por la estrella, tienen más probabilidades de ser destruidas por la fuerte radiación UV. Una vez que los
átomos de oxígeno se han liberado del monóxido de
carbono, están disponibles para producir moléculas
de oxígeno-hidrógeno, reforzando aún más la hipótesis de que la radiación UV puede ser el detonante
para su creación. Los dos estudios son los primeros
en identificar en las nebulosas planetarias esta molécula crítica necesaria para la formación de agua, a
pesar de que aún está por verse si las condiciones
permitirían la formación de agua. La proximidad de la
Nebulosa Helix significa que tenemos un laboratorio
natural en nuestra puerta cósmica para estudiar con
más detalle la química de estos objetos y su papel en
el reciclaje de moléculas a través del medio interestelar", dice Etxaluze.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
Los magnetares
Los magnetares o magnetoestrellas, son un prototipo diferente de estrellas de neutrones. Tienen una
escasa esperanza de vida y para que nazcan, se deben cumplir una serie de factores.
Cuando una estrella supergigante llega a la etapa
final de su ciclo e implosiona en forma de supernova, dependiendo de su masa, puede dar lugar a un
abanico diferente de cuerpos.
Si la estrella tiene más de 40-50 masas solares, seguramente el gran colapso gravitacional causante
generará un agujero negro, mientras que si tiene
una masa entre 10 y 30 soles, el núcleo resultante
de la supernova puede derivar en estrella de neutrones.
Según los cálculos y estudios realizados, 1 de cada
10 estrellas supermasivas de las que no tienen el
peso suficiente como para formar un agujero negro, pero aún así son muy masivas, producen un
sistema de “liberación” de capas previa al gran estallido. Si la supernova posee de 6 a 12 masas solares se transformará en una estrella de neutrones
de unos 20 km de diámetro, mientras que si el nivel de intensidad de dicha explosión es superior,
puede desencadenar en una magnetoestrella.
Los magnetares están compuestos por una cantidad enorme y tremendamente densa de partículas
sub-atómicas reaccionando entre ellas por sus diferentes capas, generalmente formadas por hierro y
helio en su interior. La temperatura de estos cuerpos asciende hasta los tres mil millones de grados
centígrados, valor en el que los fotones llegan a ser
tan energéticos que pueden romper los núcleos
pesados del hierro para formar partículas alfa en
un proceso llamado fotodesintegración. Este fenómeno en los magnetares se produce a gran escala y
contribuye a que su campo magnético sea tan sólido y metálico.
Al provenir de una estrella muy grande, la fuerza
que posee su envoltura magnética es inmensamente fuerte, de hecho es el objeto individual que más
magnetismo produce en el universo conocido.
Dentro del núcleo de los magnetares, la sopa de
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
salvo que en condiciones muy diferentes y con peculiaridades muy
distintas, ya que básicamente emite radiación electromagnética y
grandes cantidades de rayos-X en
forma de explosión, que circula como una onda a través del espacio y
podría ser muy perjudicial si sucediese “cerca” de nuestro sistema
solar. Esta onda podría alterar la
estructura molecular de algunas
partículas muy complejas como el
Ozono por ejemplo.
partículas híper-comprimidas, recalentadas e ionizadas, pueden llegar a generar Neutronio. Elemento 0 de la tabla periódica por ser formado solo por
neutrones y ningún protón. Esto contribuye también a la gran consistencia del campo electromagnético y a la liberación de rayos X y en menor medida rayos Gamma.
A diferencia de los púlsares o las estrellas de neutrones sencillas, que suelen rotar varias veces por
segundo, los magnetares suelen tardar entre 1 y 10
segundos en dar una vuelta sobre sí mismos, esto
afecta a que la gran estructura magnética que lo
envuelve no dure más de 10.000 años en desintegrarse, por lo tanto, todos los magnetares que vemos o son muy jóvenes o dentro de no tanto tiempo dejarán de existir como tales y se irán desvaneciendo. Se calcula que en toda nuestra galaxia hay
aproximadamente unos 30 millones de magnetares
inactivos, cuya influencia para nosotros es nula, ya
que no son ni observables, salvo por telescopios
dotados de cámaras especializadas.
En 2004 se detectó la llegada de
una gran cantidad de rayos-X durante 1-3 segundos que después se
demostró que fue un magnetar muy lejano.
Se calcula que si dicha explosión hubiese sucedido
a 10 años luz de aquí, seguramente hubiese tenido
terribles consecuencias para nosotros. Pero tranquilos, no se alarmen, no hay ningún magnetar lo
suficientemente cerca de nosotros para que nos
afecte. Pero para hacerse una idea de las magnitudes de las que hablamos, esa explosión liberó
aproximadamente en 0,2 segundos la energía que
ha emitido el Sol durante 250.000 años!
Por último añadiremos una pequeña lista que nos
muestra la diferencia de magnetismo entre diferentes objetos:
>Brújula movida por el campo magnético de la Tierra: 0,6 Gauss
>Pequeño imán de una frigorífico: 100 Gauss
>Campo magnético creado por electroimanes potentes: 450.000 Gauss
Otro dato impactante de los magnetares, es que
durante su fase más sana y activa, pueden llegar a
producir el equivalente de una CME en nuestro Sol,
>Campo magnético de una enana blanca: 100 millones de Gauss
>Magnetares: 10.000.000.000.000.000 Gauss
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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El color solar
Podemos observar a nuestro astro rey, en multitud de formas, y cada una de ellas nos aporta datos totalmente diferentes.
El Sol es una bola de gas cuya temperatura varía del centro al borde. La imagen visible nos muestra la fotosfera, la región de la que se escapan los fotones de color visible. Está a una temperatura de unos 5700
ºC. Las imágenes ultravioletas y de rayos X, muestran la atmósfera externa, agitada y sobrecalentada hasta varios millones de grados. La imagen de radio no está vinculada a la temperatura del gas.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
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Las lentes gravitacionales
Para la comprensión de lo que son las lentes gravitacionales o el Gran Atractor, hemos decidido incorporar una nueva categoría. Ésta es específica
por no ser un cuerpo físico real y tangible, sino una
curvatura en el espacio producida por objetos cuya
gravedad distorsionan la propagación natural de
luz que sería observable de no ser por su propia
presencia.
Los fotones siempre siguen el camino más corto
posible entre dos puntos. Pero si una masa invisible
se encuentra entre el observador y el observado, el
espacio se curva, entonces el camino más corto posible que realizarán dichos fotones será una parábola, y no una línea completamente recta.
Esta teoría la intuyó Einstein aunque no se demostró hasta el año 1979, cuando se confirmó que la
posición real y la relativa de algunos cuerpos celestes podía ser muy imprecisa en función de donde
se ubicasen esas lentes, con lo cual, se inició un
gran estudio sobre ellas que a día de hoy nos per-
miten desglosarlas en función de sus múltiples características.
Hay tres clases de lentes gravitacionales según su
tamaño.
Las fuertes distorsionan tanto la luz que generan
un arco o esfera perfectamente visible cuando refracta la luz, este fenómeno se llaman anillos de
Einstein.
Las lentes débiles solo son observables cuando el
fondo por el cual pasan pertenecen a cúmulos de
galaxia muy luminosos, mientras que las microlentes, solo generan una pequeña distorsión visual en
forma de niebla.
Por otra parte las lentes se clasifican en 4 tipos en
función del efecto que producen sobre el observador, en este caso nosotros:
*Cambio de posiciones = Este tipo de lentes distor-
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
sionan el aspecto y la posición real de estrellas,
cuásares y galaxias.
*Magnificación = Para una lente normal, la desviación y el enfoque de los rayos de luz afecta el brillo
aparente de la estrella o del cuásar de fondo. Algunos observadores han medido ampliaciones de
más de 100 veces la intensidad real de un objeto.
*Deformación = Si la luz del cuerpo desviado es un
cúmulo granulado u otro objeto no puntual, las
imágenes obtenidas son un conjunto de los arcos
del brillo que parecen casi circulares con más o menos un centro definido. Si el sistema de lente es
perfectamente simétrico, los rayos convergen y la
imagen resultante es un anillo. Si la luz del cuerpo
desviado es una estrella o una fuente puntual, las
imágenes obtenidas permanecen como discos en
vez de puntos.
*Multiplicación = En algunos casos, en especial si
recuerdan la publicación de los cuásares y su variante, los Blázares, puede darse el caso de que la
lente multiplique la imagen de un mismo objeto y
la veamos como un cúmulo de objetos cuando en
realidad es solo uno. Como es el ejemplo del Cuásar Q0957+561, que aparece ante nosotros como 4
figuras cuando en realidad es una.
varla en determinados momentos cuando cruza
una parte del cielo específica. Cuando aparece justo entre nuestro punto de vista y el objeto que observamos, podemos visualizar esta lente de dos
maneras.
• Anillos de Einstein: Cuando la galaxia que actúa
de lente es esféricamente simétrica, se redistribuye la luz de un cuásar o una galaxia del fondo en un
círculo completo. El diámetro del anillo es proporcional a la raíz cuadrada de la masa del deflector.
Este es un nuevo método posible para determinar
la masa de la galaxia que actúa de lente. En algunos casos, la alineación es tan precisa que la galaxia lejana es distorsionada en forma de anillo gigantesco casi perfecto alrededor de la galaxia próxima, una formación conocida como un anillo de
Einstein.
• Arcos luminosos gigantes: Si la lente no es una
galaxia sino un grupo entero de galaxias, la imagen
puede ser un calidoscopio de arcos y fragmentos
de arcos totalmente distorsionados. El grupo es tan
masivo y tan compacto que curva y enfoca la luz de
galaxias están detrás. Como resultado, múltiples
imágenes de estas galaxias del fondo son distorsionadas en débiles segmentos de arcos.
Desde la Tierra observamos
estas lentes cuando atraviesan galaxias o alguna estrella
muy luminosa, también los
eclipses son importantes
para deducir como nuestro
propio Sol oculta lentes gravitacionales a la vez que distorsiona la luz que nos llega
de otros puntos.
Como una lente gravitacional es invisible, ya que no
está compuesta de materia
ordinaria tal y como la conocemos, solo podemos obserSol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
Luz y materia
La luz blanca mezcla todos los colores del arco iris.
Como pasa de un color a otro cambiando gradualmente de matiz, se dice que la luz blanca posee un
espectro continuo. Es el caso de la luz emitida por
un cuerpo caliente, que contiene todos los colores
en dosis diferentes. Cuanta más alta es la temperatura, más se desplaza el color dominante de la microonda hacia la X.Pero los astrónomos observaron
ya en el siglo XVIII la presencia de finas bandas negras en la luz solar. Carecen de colores muy concretos y específicos, como si no nos hubieran llegado.
Después de algunos tanteos, comprendieron que
esas rayas oscuras revelaban la presencia de elementos químicos en el trayecto de los rayos luminosos. Joseph Von Fraunhofer fue el primero, en
1814, que observó las desapariciones de luz y los
atribuyó a un fenómeno de absorción por un gas
situado entre la fuente de emisión y el observador.
Si analizamos la luz emitida por el mismo gas calentado en el laboratorio, observamos el mismo juego
de colores específicos. En otras palabras, el gas frío
absorbe exactamente los mismos colores que los
que emite cuando está caliente. Miremos a nivel
microscópico lo que ocurre.
Toda materia, como la pantalla de vuestro ordenador, o como la sangre de nuestro cuerpo, está compuesto por átomos que se parecen a sistemas solares con electrones en órbita alrededor de un núcleo de protones y neutrones; pero un sistema en
miniatura, ya que una simple cucharilla de café llena de líquido, contiene aproximadamente 1023
átomos (un 1 seguido por veintitrés ceros) es un
número muy elevado. De hecho hay más átomos
en esta cucharilla que estrellas en el universo. La
analogía es expresiva pero falsa, ya que, al girar
alrededor del núcleo un electrón debería irradiar,
perder energía y caer sobre el núcleo en una fracción de segundo. Para resolver ese problema, hay
que recurrir a la naturaleza ondulatoria del electrón y colocar la onda de cada electrón alrededor
del núcleo como los libros en las estanterías de una
biblioteca. Cada piso corresponde a una energía
específica para la que el electrón es estable. Un
libro no puede colocarse entre dos estanterías,
porque se caería, al igual que los electrones pueden tener algunas energías muy definidas, pero no
pueden encontrarse en un estado intermedio. Para
pasar de un nivel a otro más elevado, un electrón
absorbe un fotón luminoso que le aporta la energía
suplementaria que necesita para “escalar” a otro
estante. A la inversa, cuando “baja”, devuelve esa
energía en forma de un fotón. Se puede reconocer
a distancia la presencia de un átomo por los colores del os fotones que emite o absorbe cuando sus
electrones cambian de “estante”.
Así es una herramienta fabulosa para analizar la
composición de la materia de otras estrellas, de
nuestro Sol o de otros astros del universo.
En 1868, durante un eclipse de Sol, el astrónomo
francés Jules Janssen observó una raya oscura en la
luz anaranjada del Sol justo al lado de las rayas del
sodio, una raya que no correspondía a ningún átomo conocido. Ese elemento fue llamado más tarde
“helio”. El Helio aunque es un componente extraño
en la Tierra es el segundo elemento más abundante del universo.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Concurso de fotografía solar
Durante este mes de Junio, hemos propuesto un segundo concurso de fotografías, pero en
este caso sobre fotografías donde el protagonista fuera el Sol. Han sido varias las fotografías
recibidas pero nuestros lectores han sido quienes han votado por ellas, dando como resultado
las tres siguientes fotografías.
Autor:
Sebastián Riera
Lugar de la toma:
Lago Puelo (Patagonia Argentina)
30
Autor:
David Amarillo López
Lugar de la toma:
Coto de Bornos (Cádiz)
Autor:
Carme Torres
Lugar de la toma:
Badalona (Barcelona)
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La luz del universo
Todo material que tiene una cierta temperatura emite luz,
una luz que es tanto más intensa y energética cuanto más
caliente está el cuerpo. No sueles tener la impresión de que
sacas cubitos de hielo luminosos del congelador, pero sin
embargo los cubitos irradian luz microondas e infrarroja.
Nuestro cuerpo, un poco más caliente que el cubito irradia
mucha más luz, un poco más “azul”, pero hace falta una cámara infrarroja para apreciarla. Un trozo de hierro, de cristal
o roca no parece intrínsecamente luminosos cuando están en
temperatura normal porque irradian en infrarrojo, pero se
ponen a brillar de un modo muy visible cuando se les aplica
temperatura, con un color rojizo e incluso blanco.
Por eso podemos decir sin necesidad de cálculos ni de termómetros que estrellas rojas como Betelgeuse o Antares tienen
una atmósfera de 3.000 ºC y las estrellas azules como Sirio y
Rigel tienen unos 25.000 ºC. Está claro que no hablamos del
interior de la estrella, sino de su atmósfera. En el centro
(núcleo) hay temperaturas superiores a los diez millones de
grados indispensablemente para las reacciones termonucleares. No podemos ver directamente el centro de las estrellas,
lo que nos impide comprender que sucede ahí dentro, pero
gracias a las ondas sísmicas que acompañan a sus estremecimientos y vibraciones, y a los neutrinos que se escapan fácilmente del corazón nuclear, podemos tener una gran idea.
Las estrellas masivas viven menos tiempo porque son muy
calientes y por lo tanto muy activas en términos de combustión nuclear, con lo que queman su hidrógeno más rápidamente. Son más calientes, tanto en su interior como en el
exterior, que las estrellas más modestas, y aparecen a la misma vez muy brillantes y azules en contraste con las otras rojas
o amarillas/blancas como la nuestra, que viven mucho más
tiempo. Así que es fácil distinguir en una galaxia, las regiones
de formación reciente de estrellas, a las más antiguas.
La radiación infrarroja nos proporciona informaciones únicas
tanto sobre las regiones y los astros fríos del Universo como
sobre el medio interestelar, los primeros pasos de la formación de las estrellas y los discos de gas y de polvo que las rodean después para dar nacimiento a los planetas. La radiación
milimétrica nos permite también medir la radiación fósil, último vestigio de los primeros instantes muy calientes del universo.
Por lo contrario, la luz en forma de rayos X, da cuenta de los
gases sobrecalentados por todo tipo de fenómenos violentos:
erupciones del Sol o de las estrellas jóvenes, violentas explosiones de estrellas o caída de materia sobre una estrella muy
compacta con increíble gravedad, como puede ser una estrella de neutrones o peor, un agujero negro. En cuanto a la luz
“gamma”, es demasiada energética para ser producida por
fenómenos térmicos.
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El Solsticio de verano
El pasado 21 de junio a las 10.51 horas UT (12.51 en la península), se produjo el solsticio de verano. Los solsticios son los momentos del año en los que el Sol alcanza su mayor o menor altura aparente en el cielo, y la duración del día o de la noche son
las máximas del año, respectivamente. Astronómicamente, los solsticios son los momentos en los que el Sol alcanza la máxima
declinación norte (+23º 27’) o sur (−23º 27’) con respecto al ecuador terrestre. En los días de solsticio, la duración del día y la
altitud del Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro día del año. En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios.
Son diferentes las tradiciones que suceden
cuando llega el Solsticio de Junio, en Europa,
ante la llegada de los solsticios, desde tiempos prerromanos, se han realizado diversas
celebraciones y rituales, con hogueras. Del
solsticio de junio se pueden citar las famosas
hogueras de la Festividad de San Juan, que
tienen lugar en España y en otros países del
hemisferio Norte, para celebrar el solsticio
de verano. Éstas provienen de festividades
anteriores a la natividad del cristianismo,
aunque actualmente se conmemoren con
ese nombre. En Sudamérica los pueblos originarios celebran el comienzo de su nuevo
año en junio, en el solsticio de invierno. Por
ejemplo, los pueblos andinos celebran el Inti
Raymi.
UN LARGO VIAJE PARA LA ENERGÍA SOLAR...
La energía del Sol se forma en el mismo núcleo del Sol, convirtiendo las partículas de
hidrógeno en helio, a través de procesos de
fusión nuclear.
Los fotones producidos tardan miles de años
en conseguir escapar del interior del Sol hasta alcanzar la superficie y conseguir escapar
hacia el espacio (como por ejemplo la luz que
recibimos diariamente).
Esto sucede porque en la zona radiativa del
Sol, la densidad es tan alta que los fotones
revotan por el interior hasta que consiguen
salir hacia el exterior. Una vez consiguen escapar de la zona radiativa, rápidamente conseguirán alcanzar la superficie solar.
Dicho esto, podemos decir que la luz y el calor del Sol que estamos recibiendo actualmente en nuestro planeta Tierra, se produjo
hace miles de años en el interior del Sol.
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia —SOL Y CIENCIA
Conceptos básicos de la meteorología espacial
En ocasiones entender algunos conceptos de la meteorología espacial pueden suponer una confusión de nombres y datos. En este apartado queremos hacer un resumen para comprenderlo de una forma mas sencilla y
compacta:
1. Manchas solares y regiones activas: En la superficie
solar se pueden formar manchas solares. Las manchas
solares son causados por los campos magnéticos salientes de la superficie solar, que enfrían esa zona y hacen
disminuir la densidad. Ello provoca que aparezcan las
manchas oscuras. Cuando esto sucede, dependiendo de
la cantidad de campos magnéticos y sus “cruzamientos
entre ellos”, las manchas solares tendrán mayor o menor estabilidad.
Una región activa, es una agrupación de manchas solares que comparten campos magnéticos. Pueden llegar
incluso a tener más de 50 manchas solares unidas por
los mismos campos magnéticos.
Estas regiones activas se desplazan por la superficie solar. Cuando estas están dentro de la zona geoefectiva
(zona frontal entre el Sol y la Tierra) se les asigna una
numeración.
2. Fulguración: Cuando estos campos magnéticos que
forman las manchas solares se inestabilizan, pueden
producir una fulguración (o dicho de una forma no científica, llamarada). Cuando esto sucede se produce una
gran liberación de radiación de tipo X de la cual se dispersa en todas direcciones. Dependiendo de la intensidad y cantidad de flujo de rayos X que ha liberado la fulguración, se le asigna una escala: C, M y X. En cada letra
tiene una sub-numeración con un decimal, como por
ejemplo X3.3
Esta radiación que viaja en todas direcciones llega a alcanzar las partes altas de la ionosfera, pero a la superficie casi nunca suele llegar (solamente existen registros
de muy pocos casos, y a ello se le denomina GLE). Cuando la radiación X llega a la ionosfera, esta se perturba
provocando que las señales de radio de baja frecuencia
que viajan por esta capa alta de la atmósfera, se bloqueen y se atenúan. Ha habido casos de fulguraciones
intensas que han dejado sin comunicación de baja frecuencia durante horas.
Hay fulguraciones repentinas (que son rápidas y emiten
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durante pocos minutos radiación X) y también hay fulguraciones
de larga duración (suelen durar incluso más de una hora y liberan
bastante radiación continua). Cuando son fulguraciones de larga
duración existe riesgo de que se produzca un evento de radiación
o lo llamado TORMENTA DE RADIACIÓN. Ello supone una llegada
intensa de protones y electrones producidos durante la fulguración que únicamente como efecto pueden dañar a los satélites.
A todo ello lo más importante es conocer si posteriormente de la
fulguración, se ha producido una CME (eyección de masa coronal) o no. La radiación emitida por la fulguración solo tarda 8,4
minutos en llegar a nuestro planeta.
3. CME: Una eyección de masa coronal es una eyección de partículas a gran escala de la superficie solar. Suele suceder cuando
se produce una fulguración, una eyección de un filamento magnético o una eyección de una protuberancia solar. Estas eyecciones son como una nube que se va expandiendo a la vez que se
aleja del Sol.
Estas eyecciones no tienen una categoría como las fulguraciones
(tienen una categoría de velocidad pero no es tan conocida). Por
ejemplo, decir que una CME tiene una intensidad de X3.3 es un
gran error, ya que una fulguración de tipo X3.3 puede producir
una CME posterior o no.
Esta nube está formada por gran cantidad de partículas cargadas
de plasma (electrones y protones principalmente). Suelen salir
eyectadas a velocidades variables, que suele ir desde 300 km/s
hasta 2500 km/s. Estas eyecciones pueden ir dirigidas hacia cualquier dirección, incluso hacia la Tierra. Cuando una CME va dirigida hacia la Tierra se le denomina Geoefectiva. No obstante a medida que avanza la CME se puede conocer con mayor exactitud
su ruta. Una CME geoefectiva puede ser parcial o total. Cuando la
CME es parcial, solo una pequeña parte rozará el campo magnético de la Tierra, mientras que si es total, estaremos hablando de
que será dirigida totalmente hacia la Tierra. Dependiendo de su
velocidad tardará entre 16 horas (en casos de CME’s muy extremadamente rápidas) hasta 4-5 días en CME’s lentas.
Cuando una CME roza con el escudo magnético de la Tierra, llamado magnetosfera, este lo perturba provocando que el campo
magnético de la Tierra se alteré. Cuando esto sucede se le llama
tormenta geomagnética y tiene diferentes grados e intensidades.
En casos simples, las tormentas geomagnéticas solo provocan un
aumento del nivel de auroras tanto boreales como australes, pero en casos extremos puede producir otros fenómenos como inducciones electromagnéticas, fallos en satélites, alteraciones en
las comunicaciones y otros de los cuales los encontrarán en nuestra web de GAME.
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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA
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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA
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Eventos GAME—SOL Y CIENCIA
GAME celebra el primer International Sun-Day
El International Sun Day (ISD) es una fecha muy especial para todos aquellos que nos apasiona la meteorología espacial, rama de la ciencia astronómica que estudia las interacciones entre el Sol y la Tierra en todo su
espectro. Desde el 22 de Junio de 2014 se instaura como fecha clave… existen días para todo, pues ahora
existe el día para el Sol. En multitud de países se organizaron eventos, a manos de asociaciones amateurs o
profesionales, para acercar al público general la meteorología espacial, y en nuestro país fue GAME quien se
ofreció para tal evento, no porque solo pueda hacerlo
uno por país, sino porque nos interesamos por él. Para
ello, hemos contado con el inestimable apoyo de Astroanoia y el Observatorio de Pujalt, en Cataluña, que
nos ofreció sus instalaciones y telescopios para hacer
las observaciones pertinentes. El día comenzó con la
presencia de más de 100 personas de todas las edades
dispuestas a disfrutar de una buena tarde de ciencia
didáctica y muchas sorpresas y curiosidades. A las
18:00 comenzaba el programa que constaba de dos
charlas, y un paseo repetido por el Sistema Solar. Aprovechando que Pujalt está enclavado en una zona rural
es fácil y posible hacer un recorrido más o menos recto
de 4 Kilómetros en total ubicando nuestras maquetas
planetarias a las distancias que la escala exige. Durante
este recorrido pasamos por cada planeta, encontrando
el pequeño punto, deteniéndonos y aprovechando para
hablar de datos importantes de cada uno, haciendo
consciente el tamaño de un Sistema del que poco se
enseñan las distancias, fruto de representaciones más
“cómodas”. También datos curiosos sobre los grandes
olvidados, las lunas: Los mares de gas natural de Titan,
la letal radiación con que Júpiter baña sus lunas, la retorcida y megavolcánica Io, la congelada Europa, en
cuyo océano cubierto por una gruesa capa de hielo podría albergar vida, o Tritón, la más fría, cuyas temperatura media roza el 0 absoluto, con sus volcanes de
“hielo fundido” ( no agua, sino una especie de magma
de hielo), y los geiseres de nitrógeno líquido. Todas estas cosas y más se pudieron aprender sobre este paseo.
Al final del recorrido, junto a Neptuno, se avisó que
quien quisiera podía ir a ver a Plutón (que aunque su
consideración como planeta está en entredicho, nosotros seguimos queriendo incluirlo), solo debía caminar
20 Km más para encontrar una esfera de apenas pocos
milímetros de diámetro. En esta ocasión no hubo nadie
que se atreviera, algunos dijeron que si los llevaba pero
yo tenía mucho trabajo que hacer en el Observatorio.
Esta caminata se repitió puesto que el grupo se separó
en dos y el primero asistió a la charla Curiosidades del
Sol, en la que se expuso datos curiosos sobre su estructura, tamaño, energía, distancia, edad, etc. Datos que
pueden ser conocidos ampliamente pero ayudamos a
ponerlos en perspectiva para que sean comprendidos
en toda su magnitud. La segunda, Tormentas Solares,
se centró en explicar los fenómenos que ocurren en la
superficie solar y que pueden desencadenar en las llamadas tormentas solares. Recordamos que en realidad
existen varios tipos de tormenta y que cada una afecta
de modo diferente las distintas estructuras naturales
como artificiales. Explicados estos fenómenos se pasa
al recorrido que la Eyección de Masa Coronal hace desde el Sol hasta llegar a la Tierra y su efecto sobre, principalmente, su campo magnético. Este efecto sobre el
campo magnético puede inducir corrientes eléctricas
en conductores largos como líneas de teléfono, eléctricas, alta tensión, incluso oleoductos, explicando, finalmente el peor de los casos posibles y sus efectos sobre
la sociedad, dejando claro que una Tormenta Solar Extrema, aunque no sea cotidiana, es un peligro real para
el que se debe estar preparado. La idea era que, entre
ambas conferencias y paseos, hubiera una observación
directa del Sol pero, aunque nos gustaría, la tecnología
no ha alcanzado un nivel tal para dispersar las nubes
que ocultaban el cielo. Es algo inherente a la observación astronómica: ponemos la fecha pero las nubes se
ponen solas. Igualmente pudo despejarse un poco a la
noche, permitiéndonos observar algunos planetas y
estrellas importantes, dando así cierre a un día lleno de
conocimientos nuevos y entretenimiento. Igualmente,
sin poder haber visto el Sol por los telescopios presentes, tuvieron, de regalo, gafas solares para poder ver
desde la comodidad de su casa y en directo el eclipse
parcial que será visible desde Europa en Marzo del año
que viene, un espectáculo como pocos en nuestro continente. Desde GAME, Astroanoia, y el Observatorio de
Pujalt, queremos dar las gracias a todos los que asistieron, los que confiaron en nosotros, y a todos aquellos
que, día a día, a través de nuestra página de Facebook
nos siguen, leen, preguntan y animan a ser mejores
cada día. Agradecer también a todas aquellas asociaciones y grupos que alrededor del mundo se sumaron a
una fecha que promete ser especial, y decirles que los
esperamos al año que viene en una nueva edición del
ISD.
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Eventos GAME—SOL Y CIENCIA
Se celebra el primer TAAC en Cataluña
El sábado 14 de junio AstroAnoia, GAME y el Observatorio de Pujalt organizaron el primer “Encuentro
de Agrupaciones Astronómicas de Cataluña”. El acto se llevó a cabo al Museo de la Piel de Igualada
como acto del 60 aniversario del Museo y también
como acto de la FirAnoia que también se llevó a
cabo ese fin de semana. Al encuentro fueron presentes hasta 15 agrupaciones astronómicas catalanas y un centenar de personas. Al encuentro también vinieron personas de Igualada y Cataluña interesadas en la astronomía y que no formaban parte de ninguna agrupación acabando de dar color a
un encuentro que se considera un éxito desde la
organización.
Un éxito, no sólo por haber podido reunir las diferentes agrupaciones, si no, por el que puede salir
de este primer encuentro, una Coordinadora de
Agrupaciones Astronómicas Catalanas, una nueva
manera de hacer astronomía en Cataluña. En definitiva una red de trabajo para sumar el que se hace
desde diferentes puntos de Cataluña en esta ciencia. Para empezar se pondrá en marcha en breve
una web que reúna las de diferentes agrupaciones
y donde se podrá encontrar fácilmente la información de cada una de ellas. A partir de aquí se creará
un grupo de trabajo para crear el núcleo de una
futura “Coordinadora de Agrupaciones Astronómicas Catalanas” que trabajará por los proyectos comunes entre las diferentes agrupaciones, en la legalización de la coordinadora y en la organización
del nuevo encuentro de agrupaciones, la segunda
TAAC.
planetas. Ignasi nos habló de que ya se conocen
unos 2000 exoplanetas, planetas de fuera del Sistema Solar, y que se calcula que en toda nuestra galaxia y pueden haber unos 100.000 millones. Aparte
de Ignasi también se habló desde Cosmos Mataró
de las misiones al espacio con animales que la URSS
llevó a cabo en los primeros años de la carrera espacial. Finalmente antes de ir a comer fue el turno
de unas imágenes espectaculares de auroras boreales captadas por Daniel Bosch de AstroBanyoles.
Después de comer se sintonizó con Júpiter y se habló sobre las emisiones naturales en ondas de radio
que nos llegan desde el planeta más grande del Sistema Solar, fue Rafael Balaguer desde AstroGirona.
Después de esta vino el turno de Josep Manel Carrasco, astrónomo profesional catalán que trabaja
al Instituto de Ciencias del Cosmos y en la Universitat de Barcelona y que nos habló sobre GAIA, un
telescopio enorme tirado el año pasado y que está
empezando a hacer una cartografía de toda nuestra
galaxia. La resolución de este telescopio, que orbita
en el espacio, sería capaz de ver el ojo de un humano situado a la superficie de la Luna. Después de
esta charla se habló sobre los orígenes de la astronomía en Cataluña y a la comarca de Osona, charla
que dio pie a la mesa redonda. La mesa redonda
sirvió para discutir como partir de ahora las diferentes agrupaciones pueden trabajar conjuntamente y como llevar a cabo una “Coordinadores de
Agrupaciones Astronómicas Catalanas”.
El encuentro del sábado 14, empezó con una presentación de cada agrupación para saber a que se
dedica cada una y en la que se pudo coger la gran
variedad de agrupaciones e intereses que hay dentro de Cataluña en el mundo de la astronomía. Después de esta presentación hubieron tres charlas de
agrupaciones y de un profesional de la astronomía
en Cataluña, Ignasi Ribas que nos habló de los exo-
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Experimentos científicos—SOL Y CIENCIA
Motor casero eléctrico
Para realizar nuestro experimento necesitamos una
pila de petaca (4´5 V), hilo de cobre esmaltado, un
imán, dos imperdibles, cinta aislante y papel de lija.
Procedimiento
Enrollamos el hilo de cobre en torno a un objeto cilíndrico para formar una pequeña bobina dejando
en cada extremo unos 5 cm sin enrollar. Los extremos de la bobina formarán el eje de rotación y tienen que estar alineados y bien rectos.
Luego utilizamos la cinta aislante para sujetar los
dos imperdibles a los dos terminales (electrodos o
bornes) de la pila de petaca. Los imperdibles se sujetarán en posición vertical con los agujeros de los imperdibles en la parte superior.
Con el papel de lija retiramos el esmalte que cubre
los extremos de la bobina de cobre.
Por último metemos los extremos rectos de la bobina en los agujeros de los imperdibles.
Al aproximar un imán la bobina gira sobre su eje. Si
no gira inmediatamente podemos mover el imán o
dar un ligero impulso a la bobina.
Explicación
Los motores eléctricos son máquinas que transforman la energía de la corriente eléctrica en movimiento (energía cinética).
Un conductor por el que circula una corriente eléctrica en el interior de un campo magnético experimenta una fuerza magnética. Con el diseño adecuado la fuerza magnética hace girar el conductor en
torno a un eje de rotación.
En nuestro caso al colocar los extremos rectos de la
bobina en los agujeros de los imperdibles completamos el circuito eléctrico y la corriente comienza a
circular por la bobina. El imán proporciona el campo
magnético y, con el diseño adecuado, la fuerza magnética produce el giro de la bobina.
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Últimos datos—SOL Y CIENCIA
Últimos 108 días de datos solares:
Mostramos los últimos 108 días de datos recolectados por el satélite GOES 15, pertenecientes a:
1 fila: Rayos X (procedentes a las fulguraciones)
2 fila: Cantidad de manchas solares visibles por día
3 fila: Niveles de protones detectados por el satélite GOES15
4 fila: Nivel de rayos cósmicos detectados por el detector de Moscow
5 fila: Estado del campo magnético terrestre detectado por el magnetómetro del satélite GOES15
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Grupo Amateur de Meteorología Espacial
www.meteorologiaespacial.es
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