Reporte de Observaciòn visual de Antonio Bachi

Cortesía SDO

No hay grandes cambios en el astro en relación a lo que venimos reportando estos días. Predominan las manchas sobre la cantidad de poros y el spaceweather informa que las Stéreo detectan una actividad violenta detrás del Sol. Que se quede en eso, que no venga a perturbar estos días de festejos, de reuniones familiares. Que espere al año que viene, el 2013 (esta vez no le erré al dedazo con el año) para eyectar algo hacia la Tierra. Nuevamente un fraterno abrazo para todos.

Imagen de la cromósfera desde el Observatorio del IPA

La semana pasada Kappa Crucis me presto un telescopio Coronado de 40mm y
estuve haciendo unas pruebas y el resultado es espectacular. Lo comento
porque en algún momento y mas si nos dirigimos mas hacia la divulgación el
tener este telescopio esta muy bueno. (Mail envíado por Alberto Ceretta)

Impresionante protuberancia solar

Protuberancia solar ocurrida estas últimas horas (1:16TU de hoy)

In Memoriam: Angel Alberto Gonzalez Coroas

En memoria de este gran científico, observador y divulgador de la ciencia, nacido en Cuba y recientemente desaparecido, dejamos un artículo de su prolífica producción envíado a la Red de Observadores del Uruguay en la década de los 90.

  El ciclo de las manchas solares

 

 Autor:  Angel Alberto González Coroas
Licenciado en Física y Astronomía
Meteorólogo del Radar en el Instituto de Meteorología,
Provincia de Camagüey, CUBA.

 

1)Características del ciclo de actividad solar.

El número de manchas solares visible en el disco solar varía de forma periódica. Este fenómeno fue descubierto por Heinrich Schwabe, que publicó su análisis de 17 años de datos observacionales en 1843. En el máximo del ciclo solar puede haber mas de 100 manchas en el disco, pero en el mínimo hay muy pocas y pueden pasar varias semanas sin que se vean ninguna.

El anuncio inicial de Schwabe fue de un ciclo de manchas solares de unos 10 años, pero un análisis posterior de R. Wolf proporcionó un valor mas preciso de 11 años, que es el adoptado convencionalmente hoy en día. Sin embargo, durante los últimos 50 años el período medio entre máximos sucesivos ha sido de unos 10,4 años. Desde que empezaron los registros, la duración del los ciclos individuales ha variado desde unos 7 años hasta unos 17 años. El ciclo de “11 años” se pone de manifiesto claramente en una gráfica del número de manchas solares, que muestra también una cierta evidencia de una modulación a mas largo plazo de la altura del máximo durante un período de unos 80 años aproximadamente. En 1843 E. W. Maunder del Royal Greenwich Observatory concluyó a partir de su estudio de registros solares antiguos que durante un período de 70 años, aproximadamente desde 1645 hasta 1717 la actividad de las manchas solares había virtualmente desaparecido. Investigaciones recientes han confirmado ampliamente estas conclusiones y han mostrado también que en el pasado parecen haber ocurrido periodos similares de inactividad. Durante el “Mínimo de Maunder” de 1645 a 1715 la aparición de una mancha solar era considerado como un acontecimiento notable; John Flamsteed, el primer Astrónomo Real, en una ocasión examinó el sol durante siete años enteros antes de volver a ver una mancha. A pesar de que la ausencia de evidencias de manchas no es necesariamente una evidencia de su ausencia, parece poco probable que los astrónomos no hayan mantenido sus observaciones del Sol. las manchas solares fueron estudiadas por vez primera mediante telescopio alrededor de 1610, pero el ciclo de 11 años no fue descubierto hasta 1843: si el ciclo se hubiera comportado de forma tan regular como ahora, parece probable que hubiera sido descubierto antes de la época de Schwabe.

Otra característica del ciclo de manchas solares es el cambio cíclico de latitud media a la que aparecen las manchas. Al principio de un nuevo ciclo, las manchas tienden a aparecer en latitudes entre 30° y 40° al Norte y al Sur del ecuador, pero al avanzar el ciclo aparecen a latitudes cada vez mas bajas. En el máximo las manchas tienden a estar localizadas en zonas alrededor de ± 15° y en el mínimo la latitud media de las manchas solares está entre 5° y 7°; mientras las ultimas manchas del ciclo están apareciendo a bajas latitudes, las primeras manchas del nuevo ciclo están empezando a emerger a latitudes altas una vez más. La progresión de las regiones de actividad de manchas hacia el ecuador durante cada ciclo se conoce como “ley de Spörer” -el efecto fue descubierto en 1858 por R. Carrington e investigado con mas detalles por G. Spörer- y se representa gráficamente en le llamado “diagrama de mariposa”. En los grupos de manchas solares la mancha delantera está situada normalmente a una latitud ligeramente mas baja que la trasera y mientras cerca del ecuador la línea que une las dos manchas principales de un grupo puede estar inclinada respecto al ecuador sólo 1°, a latitudes más alta de la inclinación puede llegar a ser de 20°.

2)La medida de la actividad de manchas solares.

El nivel de la actividad de manchas solares se indica mediante el número relativo de manchas solares de Zurich (o de Wolf), R, que se define arbitrariamente como R=k*(f+10*g), donde f es el número total de manchas, g es el número de grupos y k es un factor que depende de la idiosincrasia del observador y de su telescopio. Por ejemplo, si hubieran tres grupos en el Sol, con 3, 6 y 10 manchas respectivamente, f sería 19 y g sería 3; suponiendo, para una mayor simplicidad, que K valga 1, el valor de R sería 19 + (3´10)=49. Esta forma de medir la actividad de manchas solares no es nada satisfactoria: por ejemplo, cinco grupos de dos manchas cada uno daría un valor para R de 50, comparado con 49 para las manchas del ejemplo anterior, sin embargo, tiene el mérito de que hay registros detallados de R desde 1848, cuando Rudolph Wolf introdujo el sistema, el mismo Wolf, examinando observaciones antiguas, extendió el registro de manchas solares hasta la época de Galileo y Scheiner.

3)Inversión de polaridad.

Con muy pocas excepciones, si todas las manchas P del hemisferio norte tienen, por ejemplo, polaridad magnética Norte, todas las manchas P del hemisferio Sur tendrán polaridad Sur. Al final de cada ciclo de 11 años se invierte la distribución de las polaridades de las manchas. Continuando por el ejemplo anterior, todas las nuevas parejas de manchas que aparecen alrededor de la latitud de 30° N tendrían polos magnéticos Sur asociados con sus manchas P, mientras que las manchas P de los correspondientes grupos nuevos en el hemisferio Sur tendrían una polaridad magnética Norte. A causa de la inversión de polaridad al final de cada ciclo de 11 años, transcurren 22 años antes de que el Sol vuelva completamente a la misma configuración global.

Asociado con este fenómeno, está la inversión del débil “campo polar”. A pesar de que el Sol no tiene un campo dipolar global como el de la Tierra, tiene en cambio un campo constituido por un gran número de elementos de flujo localizados distribuidos por las capas superiores del Sol. sin embargo hay grandes áreas con una polaridad neta en las regiones polares, con la polaridad del polo Norte heliográfico opuesta (en general) a la del polo Sur heliográfico.

Estimaciones recientes del campo polar neto lo sitúan alrededor de los 5 o 6 G en el mínimo solar. La polaridad magnética de los polos tiende a invertirse aproximadamente un año después del máximo de manchas solares, es decir, a mitad del ciclo, porque el incremento de actividad hasta el máximo tiende a ser más rápido que el descenso hacia el mínimo (el incremento dura un promedio de 4,6 años, comparado con 6,7 años para el descenso). El cambio en los polos opuestos no ocurre en general simultáneamente y en ocasiones una polaridad puede cambiar hasta un año o dos antes que la otra. Por ejemplo, el polo Sur magnético se convirtió en polo Norte magnético en 1957, pero el polo Norte magnético no se convirtió en Sur hasta finales de 1958, por lo tanto, durante un tiempo el Sol puede tener dos polos magnéticos Norte o Sur.

  (*) La imagen fue enlazada de la página web de la LIADA

Para saber más de su obra remitirse al siguiente enlace de la Liga Iberoaméricana de Astronomía."Nombramiento"

Excelente composición de imágenes tomadas por Enrique Hernandez

Reporte de observación visual de Antonio Bachi

SDO (450nm)

Como siempre comentamos el astro no deja de sorprendernos.
Hoy tenemos en el hemisferio Norte una figura llamativa con forma de cuadrado que forman dos agrupaciones, la 1623 y 1625. La información de la posible actividad fija, en nivel M, su expresión.

Video de una reciente protuberancia de gran tamaño y un flare.

 Imágenes de la protuberancia en dos longitudes de onda(SDO)

 Las imágenes se obtuvieron con Jhelioviewer

Los planetas podrían influir en la actividad magnética del Sol | Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC

Un estudio de un grupo de científicos internacional poné en el tapete una interesante hipótesis.
Los planetas podrían influir en la actividad magnética del Sol | Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC

EL índice BZ

El campo magnético interplanetario ( en inglés Interplanetary Magnétic Field , IMF) es una parte del campo magnético del Sol que se realiza en el espacio interplanetario por el viento solar. Las líneas de campo magnético interplanetario se dice que están "congeladas" dentro del plasma del viento solar. Debido a la rotación del Sol, el IMF, como el viento solar, viaja hacia el exterior en forma de espiral que se suele comparar con el patrón de rociado de agua de un aspersor giratorio. El IMF tiene su origen en las regiones sobre el Sol donde el campo magnético es "abierto" - es decir, donde las líneas de campo que salen de una región no regresan, sino que se extienden prácticamente por tiempo indefinido en el espacio. La dirección (polaridad, sentido) del campo en el hemisferio norte del Sol es opuesta a la del campo en el hemisferio sur. (La polaridad invertida en cada ciclo solar.)
 

El IMF es una cantidad vectorial con tres componentes direccionales, dos de los cuales (Bx y By) se orientan en paralelo a la eclíptica. El tercer componente - Bz - es perpendicular a la eclíptica y es creado por las ondas y otras perturbaciones en el viento solar. Cuando el IMF y las líneas del campo geomagnético son opuestas orientadas o "antiparalelas" entre sí, pueden "unir" o "volverse a conectar", resultando en la transferencia de energía, masa y cantidad de movimiento del flujo del viento solar con fuerte acoplamiento a la magnetósfera. Los efectos más dramáticos en la magnetosfera  se produce cuando el componente Bz está orientada hacia el sur.
El IMF es un campo débil, variando en intensidad cerca de la Tierra 1 a 37 nT, con un valor promedio de ~ 6 nT.