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ACTIVIDAD SOLAR
MIGUEL HERNANDO RIVERA BECERRA
Usuario : G2N23miguelrivera
 1.Cuál es el origen de las manchas
solares?
 El primer registro escrito de las
manchas solares fue hecho por
astrónomos chinos alrededor de 800
AdC. Los astrólogos de la corte en la
antigüa China y Korea, que creían
que las manchas solares eran
presagios de eventos importantes,
mantuvieron registros esporádicos
durante cientos de años de las
manchas solares. En diciembre de
1128, un monje Inglés llamado John
de Worchester, realizó el primer
dibujo
de
manchas
solares.
 2.qué sale de ellas?
 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 protones, pero puede
contener pequeñas cantidades de
partículas
más
pesadas
como helio, oxígeno e incluso helio
 3.por qué es importante
tecnológicamente
monitorearlas
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.
 4.en qué fechas recientes se presentaron estos
fenómenos?
Los campos magnéticos de las manchas solares han
ido disminuyendo cerca de 50 gauss por año"
 5.dónde se encuentra información sobre la
actividad solar?
El Solar
and Heliosferic
observatory
(SOHO) es una
sonda espacial
lanzada el 2 de
diciembre de 1995
para estudiar el sol
 6.qué fecha histórica la actividad solar afectó
nuestro planeta?
 El 1 de septiembre de 1859 el Sol emitió una señal
luminosa sumamente poderosa, que en la Tierra
interrumpió el servicio telegráfico. La aurora
boreal causada en nuestra atmósfera fue visible en
lugares tan al sur como La Habana, Hawái, y Roma.
Una actividad similar se percibió en el hemisferio sur.
 La señal luminosa más poderosa observada por el
instrumental de un satélite empezó el 4 de
noviembre de 2003 a las 19:29 UTC, y saturó los
instrumentos durante 11 minutos. La Región 486
parece haber producido un flujo de rayos X. Las
observaciones holográficas y visuales indican actividad
continuada en el Sol.
 7.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
 8.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
 9.Qué es el viento solar?
 Se trata de un flujo continuo de partículas
cargadas, emitido por el Sol, en todas
direcciones. Está compuesto en particular
de protones núcleos de hidrógeno,
electrones y, en menor porcentaje, por
partículas alfa (núcleos de helio).
 El viento solar puede considerarse como
la parte más exterior de la corona, que es
expulsada violentamente hacia el espacio
interplanetario
por
los
procesos
energéticos en actividad en las regiones
subyacentes del Sol. Las partículas
alcanzan velocidades comprendidas entre
los 350 y los 800 km por segundo; en la
próximidad de la órbita terrestre, tiene
una densidad de 5 unidades por
centímetro
cúbico.
 10. Cuál es una velocidad típica del viento solar?
 En la órbita de la Tierra, el viento solar tiene una densidad
promedio de 6 iones/cm3, ¡una densidad muy baja! Observa esta
foto para una comparación con la atmósfera de la Tierra.A pesar
de que el viento solar se mueve rápidamente (normalmente entre
300 a 600 km/s), ¡ni siquiera movería tu pelo aunque te pusieras
directamente frente al paso del viento solar! Pero algunos
eventos explosivos como los destellos solares o los EMCs en el
Sol ¡pueden producir velocidades por encima de los 1000 km/s
 11. Qué velocidad adquiere un protón que alcanza
una energía cinética de 100 keV?
mp= 1.67x10^-27kg
1ev=1.6x10^-19 J
100Kev= 1.6x10^14 J
Ec=1/2mv^2
Ec= 100Kev
=(100x1000)(1.6x10^-19)
=(1.6x10^-14)J
V= √2(1.6x10^-14)J)/(1.67x10^-27kg)
V= 1.35x10^13 m/seg