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CX2SA > LU-DX 04.01.08 04:19l 182 Lines 9963 Bytes #999 (0) @ LATNET
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ESCUCHAS - COMENTARIOS N§ 117 (Por LU5CAB) LUDX N§ 346 - 03/01/2008
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(direcci¢n de mail: Ing Juan Lu¡s Costa: lu5cab@gmail.com)
Doy comienzo a mis comentarios, haciedo referencia a varios acontecimentos
muy particulares:
Editorial
El Sol es la estrella m s cercana a la Tierra, y debido a la relativa peque¤a
distancia que nos separa de ella, es hasta el momento la £nica en la cual
podemos distinguir (resolver) estructuras de su superficie. Del resto de las
estrellas debemos conformarnos con la luz total (integrada) que nos llega de
toda su superficie.
Las estructuras observables en el Sol son muy variadas, si bien la mayor¡a es
producto de los grandes campos magn‚ticos presentes en la superficie de
nuestra estrella. En esta nota nos concentraremos casi exclusivamente en el
estudio de las estructuras conocidas como manchas solares.
Aqu¡ aclaro que el colega Pupi LU8XP, me envi¢ un art¡culo, diciendo a ti
que te preocupan las manchas y era en lo referente a manchas de todo tipo,
pero en ropa, piso...etc.
Las manchas son regiones de la superficie del Sol que se encuentran a una
temperatura menor que el promedio. Debido a esto, las manchas se ven como
zonas oscuras sobre el fondo brillante del Sol
El proceso de enfriamiento, y su relaci¢n con el campo magn‚tico solar son
temas de Contin£a investigaci¢n cient¡fica y escapan a los objetivos de este
Editorial. Generalmente, las manchas se presentan en grupos, que muchas veces
tienen apariencia bipolar. Esto quiere decir que tiene dos manchas m s
grandes en los extremos del grupo, entre las cuales se ubica el resto de las
manchas.
El estudio de la cantidad de manchas solares presentes, as¡ como de su
estructura interna permite conocer, entre otras cosas, el grado de actividad
solar. De hecho, fue mediante observaciones de manchas solares que se
descubri¢ que el Sol posee un ciclo de alrededor de 11 a¤os de duraci¢n, en el
cual se produce un cambio significativo en la actividad presente. Durante este
ciclo, el n£mero de manchas y el tama¤o de las mismas var¡an notablemente.
La temperatura de la superficie solar es de alrededor de 5700 § K, mientras
que en las manchas se han medido temperaturas de alrededor de 3300 § K.
(Kelvin). [ Kø = Cø + 273,15 ], [ Cø = Kø - 273,15 ]. Cø = Grados Celsius-
El estudio que se realiza consiste b sicamente en contar la cantidad de
manchas presentes en un determinado d¡a, clasificarlas de distintas formas.
Los datos obtenidos de esta manera permiten hacer una numerosa cantidad de
estudios.
Parte de estos datos es enviada al SIDC (Solar Influences Data analysis
Center), donde se realizan estad¡sticas con datos recopilados de estaciones
colaboradoras alrededor del mundo y se elabora un bolet¡n mensual que es
distribuido en forma gratuita.
La estructura de las manchas solares
Como se menciona m s arriba, los grupos de manchas presentan en general una
estructura bipolar. Esto quiere decir que el grupo tiene dos manchas
principales, m s grandes que el resto, y que las dem s se ubican entre las dos.
Las manchas m s grandes consisten en una umbra oscura y una penumbra que la
rodea.
Cuando las manchas no tienen penumbra, se las conoce como poros.
Las umbrae son los "n£cleos" oscuros de las manchas. Generalmente tienen un
di metro de alrededor de 10.000 Km. y presentan una variaci¢n de color, que
va de negro a marr¢n-rojizo. Cuanto mayor sea la intensidad del campo
magn‚tico presente, m s oscura ser la umbra; adem s, son m s oscuras durante
un m ximo de actividad que durante los m¡nimos. La temperatura en las umbrae
ronda los 3300 §K (comparar con los 5700 §K presentes en el resto de la
superficie solar). El campo magn‚tico t¡pico en una umbra es de alrededor de
2000 Gauss; esto es 4000 veces m s intenso que el valor del campo magn‚tico
terrestre.
La penumbra rodea a la umbra como una corona oscura con filamentos que son
radiales a la umbra. El ancho de los filamentos es de aproximadamente 200 Km.
(0,3ïï) y duran alrededor de 45 minutos. La penumbra tiene un campo magn‚tico
promedio de alrededor de 1000 Gauss. Los poros son manchas sin penumbra que
est n caracterizadas por cambios r pidos. Pueden marcar la posici¢n de manchas
en formaci¢n o aparecer en grupos.
La actividad solar afecta a las radiocomunicaciones en HF. Para saber c¢mo y
en qu‚ forma, a menudo se trata de cuantificar la actividad solar por medio de
un ¡ndice que mide el n£mero de manchas solares, como indicador de la mayor o
menor cantidad de radiaci¢n que emite el sol.
Pero, ¨Qu‚ son las manchas solares?
Las manchas solares son zonas oscuras que crecen y decaen en la superficie
visible del sol, en el nivel m s bajo de la atm¢sfera solar, la regi¢n llamada
"fotosfera". Las manchas solares son el rasgo m s conocido y f cilmente
observable del Sol. Su naturaleza din mica se hace evidente cuando se observa
que diariamente var¡a su cantidad y tama¤o. Las manchas solares son m s
oscuras que su rea circundante, porque en ellas la temperatura la atm¢sfera
solar es menor que la temperatura media de la superficie solar
(aproximadamente 6000 grados Kelvin). O sea, la atm¢sfera sobre la zona de una
mancha, es m s fr¡a que la atm¢sfera que la circunda. Ver al final dibujo
sobre "Formaci¢n de las Manchas Solares"
La aparici¢n y el aspecto de las manchas solares se deben a los cambios de
los campos magn‚ticos que existen en el interior del sol y en su atm¢sfera.
Como sucede en la tierra, el sol sufre los efectos de la rotaci¢n diferencial
(esto es, la zona del ecuador gira con una velocidad tangencial mayor que la
de los polos, las l¡neas del campo geomagn‚tico se van "enrollando" por debajo
de la superficie del sol. Las inestabilidades en el proceso crean algunas
regiones del campo magn‚tico muy intenso. Esta intensificaci¢n del campo,
tiende a expulsar el material que est en su interior. (El aumento de la
intensidad del campo tiende a energizar las part¡culas que se hallan en su
interior, las que tienden a escapar hacia la superficie.) La forma de la
estructura magn‚tica que aflora del interior del sol y el material que emerge,
impiden el flujo de calor y el equilibrio t‚rmico. El material forma como una
burbuja que sube a la superficie del sol a una temperatura menor. Como est a
menor temperatura, la energ¡a electromagn‚tica que irradia es menor, brilla
menos, que la zona circundante y por lo tanto, se la ve m s oscura. As¡ nace
una mancha solar.
Una mancha solar se ve primero como un diminuto punto oscuro que se denomina
"poro". Algunos poros experimentan una evoluci¢n que puede durar entre varias
horas hasta algunos d¡as. No todos los poros se desarrollan llegando a
constituir una aut‚ntica mancha solar. En una primera fase, el poro se hace
m s oscuro y m s grande, pero sin rasgos internos observables. Otros puntos
pueden aparecer y desaparecer alrededor del primero.
A veces se observa que una mancha solar de tama¤o significativo puede formar
un grupo de manchas menores. En algunos casos por medio de un instrumento
llamado Magnet¢grafo Solar, se puede determinar que los puntos en extremos
opuestos del grupo de manchas tienen distinta polaridad magn‚tica (un extremo
muestra un Polo Norte y el otro un Polo Sur, independientemente del campo
magn‚tico principal del sol). Esto est de acuerdo con la teor¡a de l¡neas de
flujo magn‚tico que surgen desde la fotosfera, formando estructuras de campos
con polos norte y polos sur distribuidos en forma compleja en la superficie
del sol. Un grupo de manchas solares se define entonces, como aquella
colecci¢n de manchas solares que pertenecen al mismo afloramiento del flujo de
campo magn‚tico. A veces, no es muy f cil distinguir cuando una mancha
pertenece a un grupo o no.
Grupo de Manchas Solares.
Cuando una mancha se hace bastante grande, se desarrolla con una forma
parecida a un huevo frito. En el medio hay un rea muy oscura, llamada umbra
y alrededor de este n£cleo, hay un rea m s clara llamada penumbra. En
grupos muy grandes y complejos, algunas manchas grandes pueden consistir en
una penumbra que encierra dos o hasta m s umbras. A menudo, las regiones que
contienen esta compleja estructura, son las que desarrollan intensa actividad
de fulguraciones solares.
El crecimiento de los grupos de manchas solares, se describe mediante las
letras A, B, C, D, E, F, y H. Las letras A, B, C y D, describen diferentes
fases de crecimiento. Las letras E y F representan aumentos del tama¤o sobre
la fase de D. La Fase H indica que el grupo de manchas solares es viejo,
representando la fase de decaimiento final del grupo.
No todos los grupos de manchas solares siguen la misma secuencia de
desarrollo.
En algunos casos, despu‚s de algunas horas desde su nacimiento, los poros
apenas llegan a la fase A, antes de desaparecer dentro de una turbulencia de
la atm¢sfera solar. A veces, en el lapso de algunos d¡as, una colecci¢n de
manchas solares puede crecer y convertirse en un grupo C y luego, decaer
hasta un grupo B o un grupo A. En algunos pocos casos, una regi¢n puede
crecer r pidamente hasta la fase D, aumentar su tama¤o hasta llegar a las
fases E y F, permanecer en ese estado durante unos meses, y luego decaer a la
fase H, antes de su extinci¢n final en la oscuridad.
Aqu¡ observaran que cuando en el anterior Bolet¡n se dijo lo que dijeron el
a¤o pasado y este del cambio de polaridad de una mancha solar, fue un hecho
circunstancial y espor dico ya que al otro dia la cara visible del Sol estaba
sin ninguna mancha y hab¡a dado las graficas de las posibilidades que el nuevo
Ciclo Nø 24, sea igual o peor que el actual.
Al contabilizar el numero de manchas visibles en el Sol se pueden calcular el
Numero de Wolf R; equivalente al SSN. Tambi‚n se puede calcular el Öndice de
Beck y el Öndice de McIntosh, habiendo sido explicado en otros Boletines
anteriores.
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