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Módulo 4Unidad didáctica 2:El Sol activo

Fulguración solar

ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

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2.1. Introducción

Hasta ahora hemos descrito la atmósfera del Sol como una estructura

estacionaria. Sin embargo, hay una serie de fenómenos variables con eltiempo, que se superponen a la estructura básica solar. El Sol es una estrellaactiva, con episodios violentos y espectaculares como son, por ejemplo, lasfulguraciones. La energía implicada en estos procesos es pequeña,comparada con la luminosidad solar, y por tanto no tiene efectos importantesen los modelos de evolución estelar a gran escala.

Un centro de actividad solar es un fenómeno que varía lentamente y tiene unaduración de semanas o meses. Se caracteriza por la formación de manchas yfáculas fotosféricas, playas, protuberancias y filamentos en la cromosfera,fulguraciones y chorros coronales. La aparición de los centros de actividadobedece a leyes de frecuencia, latitud y polaridad magnética que soncaracterísticos de los ciclos solares, cuya duración media es del orden de 11años (22 años teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética). Aunqueel ciclo solar en un fenómeno complejo y no totalmente explicado, se describefácilmente a partir de las observaciones de las manchas.

ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2- 01 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -


2.2. Las manchas solares y el ciclo solar (1)

Formación de las manchas solares●

Ciclo solar●

Modelo de la dínamo magnética●

Mínimo de Maunder●

Figura 4-2-1: Dibujo

del Sol que muestravarios grupos demanchas.


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Constituyen la manifestación más evidente de los fenómenos de actividadsolar, aparecen como zonas oscuras situadas en la fotosfera y puedenobservarse a simple vista o proyectadas sobre una pantalla. Tienendimensiones y formas muy variables con diámetros de 2 000 a más de 100 000km (Figura 4-2-1). Puede distinguirse una parte más oscura, la umbra, situadaen el interior de una región llamada penumbra, gris y con forma irregular.

La existencia de las manchas había sido ya registrada por los astrónomoschinos y griegos. En el año 1611, Galileo Galilei y David Fabricius revelaron denuevo su existencia, motivando una acusación de herejía contra el primero enel año 1633. Poco se pudo hacer para probar la tesis de Galileo, ya que, entre1645 y 1715, las manchas fueron prácticamente inobservables debido a uncomportamiento anómalo del Sol, que se conoce con el nombre de mínimo deMaunder, cuyas causas permanecen inexplicadas.

Una mancha aparece, se desarrolla y deja de observarse en un tiempo quepuede variar entre unas horas y varios meses. El estudio del espectro de lasmanchas, revela que son regiones frías, con temperaturas de 1 500 a 2 000 Kinferiores a la fotosfera, donde la materia está animada de movimiento, yatravesada por las líneas de fuerza de un campo magnético.

Formación de las manchas solares

Figura 4-2-2: Las líneasde fuerza del campomagnético de una barramagnética o imán sonlas trayectorias quedescriben las limadurasde hierro.

Para comprender la formación de las manchas solares hay que recurrir al

campo magnético. Cuando colocamos limaduras de hierro cerca de una barramagnética (un imán), las limaduras de hierro muestran una trayectoria comola ilustrada en la Figura 4-2-2. La barra magnética o imán tiene un polo norte yun polo sur; el campo magnético liga estos dos polos por medio de lasllamadas líneas de fuerza del campo magnético que son las trayectorias quesiguen las limaduras de hierro en las proximidades del imán. El Sol, la Tierra yotros planetas tienen un campo magnético con muchas características encomún con el de un imán.

Se puede medir el campo magnético del Sol por un método espectroscópico,en presencia de un campo magnético ciertas líneas espectrales sedescomponen en dos o tres componentes, desplazadas proporcionalmente ala intensidad del campo magnético, es el llamado efecto Zeeman. Estasmedidas fueron realizadas por George E. Hale en 1908, demostrando que lasmanchas solares son regiones de gran intensidad del campo magnético, milesde veces más intenso que el campo magnético de la Tierra.

El campo es vertical, de polaridad uniforme para cada mancha y hay tantasmanchas de polaridad norte como sur. La intensidad del campo magnéticopuede ser de varios miles de gauss (el campo magnético de la Tierra varíaentre 0.3 G en el ecuador y 0.7 G en los polos). Los astrónomos creen que las



manchas son más frías que la fotosfera circundante debido al intenso campomagnético que bloquea o dirige en otra dirección el flujo convectivo de gascaliente que asciende hacia la superficie solar.

Las manchas suelen aparecer a pares y cada uno de estos puede formar partede un grupo mayor de manchas. En cada par, una mancha tiene polaridadtípica de un polo norte magnético y la otra tendrá polaridad de un polo surmagnético. En un grupo la mancha guía, que precede al grupo, presenta unacierta polaridad magnética mientras que la situada al final del grupo tienepolaridad inversa. En cada hemisferio la polaridad es uniforme. Las manchasguías de un hemisferio tienen todas la misma polaridad, que es opuesta a ladel otro hemisferio.

Las manchas se desplazan sobre el disco debido a la rotación diferencial delSol que se puede obtener estudiando este movimiento. El Sol no rota como unsólido rígido, las zonas ecuatoriales rotan más rápidamente que las polares.Una mancha cerca del ecuador tarda 25 días en dar una vuelta alrededor delSol, a una latitud de 75 grados norte o sur del ecuador es de unos 33 días y enel polo puede ser de hasta 35 días.

Ciclo solar

Figura 4-2-3: Número anual de manchas. Claramente se observa una variación cíclicacon un periodo de aproximadamente 11 años.

Observaciones realizadas durante muchos años revelan que el número de

manchas cambia de una forma periódica. Durante algunos años hay muchasmanchas y en otros años casi ninguna, este fenómeno fue descubierto por elastrónomo alemán Heinrich Schwabe in 1843, el periodo de variación es deunos 11 años. Cuando hay más manchas es el máximo del ciclo (1970,1980,1990) y cuando apenas hay manchas es el mínimo del ciclo. R. Wolf elaboróun indicador de la actividad solar diaria, basado en la relación R = k (10 g + f ),donde R es el número relativo de manchas o número de Wolf, g es el númerode grupos, f el número de manchas y k un factor personal de normalización.Wolf estableció la duración del ciclo en 11 años, aun cuando se hanencontrado ciclos más largos ( 13 años) y más cortos ( 9 años) Figura 4-2-3.



Figura 4-2-4: Diagramade Maunder, representapara cada ciclo el áreade la superficiecubierta por manchasen función de la latitud.Al principio del ciclo lasmanchas aparecen aaltas latitudes,conforme el cicloprogresa las manchasse mueven hacia elecuador.

La localización de las manchas también varía de forma periódica en un ciclo,

es decir, no se distribuyen al azar en el disco. Al principio del ciclo, justodespués de un mínimo de manchas, estas empiezan a aparecer a latitudesaltas, después comienzan a descender para situarse en el momento delmáximo entre los 30º y 10º y al final del ciclo en las proximidades del ecuador.La representación para cada ciclo del área de la superficie manchada enfunción de la latitud, proporciona un diagrama en forma de mariposa, llamadodiagrama de Maunder (Figura 4-2-4).

Figura 4-2-5: Cambio de polaridad de las manchas con el ciclo solar. Gracias a estapropiedad se pueden distinguir fácilmente las manchas correspondientes a ciclosdiferentes. Teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética, el ciclo solar es de 22años.



La polaridad magnética también está afectada por el ciclo solar. Cada nuevociclo sigue una ley de polaridad inversa a la del ciclo precedente. Así, en unmismo hemisferio, a una mancha guía de polaridad norte sucederá en el ciclosiguiente otra de polaridad sur (Figura 4-2-5). Gracias a esta propiedad sepueden distinguir fácilmente las manchas correspondientes a ciclosdiferentes. Teniendo en cuenta el cambio de polaridad magnética, el ciclosolar es entonces de 22 años.



2.2. Las manchas solares y el ciclo solar (2)

Formación de las manchas solares●

Ciclo solar●

Modelo de la dínamo magnética●

Mínimo de Maunder●

Modelo de la dínamo magnética

Figura 4-2-6: La rotación diferencial del Sol retuerce y distorsiona las líneas de fuerzadel campo magnético. Las regiones de intensos campos magnéticos, llamados tubosmagnéticos, emergen a la superficie creando un par de manchas.


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En 1960 el astrónomo Babcock propuso un escenario para explicar el ciclo deactividad solar, es el llamado modelo de dínamo magnética, que se basa en lainteracción entre la rotación diferencial del Sol y el campo magnético, asícomo la existencia de movimientos turbulentos o ciclónicos en la zonaconvectiva situada inmediatamente debajo de la fotosfera.

La generación del campo magnético se debe a las corrientes eléctricas que semueven a través de la materia altamente conductiva en la zona convectiva, esdecir, el campo magnético existe en el 30% del radio más exterior.

Consideramos inicialmente un campo magnético poloidad, es decir, las líneasmagnéticas en la dirección de los meridianos ( en la dirección de norte a surde la superficie solar como sí el campo magnético solar fuese un imán). Comolas regiones ecuatoriales giran más rápidamente que las polares, el campomagnético se retuerce y se transforma en toroidal, las líneas magnéticas en ladirección de los paralelos (en la dirección de oeste a este). Los movimientosde giro de las células convectivas ascendentes, vuelven a regenerar el campopoloidal a partir del toroidal (Figura 4-2-6). Estos movimientos ciclónicos,similares a los que se originan en las masas de aire de la atmósfera terrestre,tienen el sentido de las agujas del reloj en el hemisferio norte y contrario en elsur. De esta forma se explica el cambio periódico del campo magnético y desu polaridad.

La turbulenta zona convectiva tiene también el efecto de retorcer las lineas defuerza creando regiones de intensos campos magnéticos llamados tubosmagnéticos. El empuje producido por la presión magnética hace que los tubosde flujo floten y suban a la superficie. Cuando el tubo magnético alcanza lafotosfera aparecen dos zonas de intersección con el disco, en éstas el gas seenfría y presenta un aspecto más oscuro que el medio circundante ( Figura4-2-6 ). Esto es debido a que el intenso campo magnético impide losmovimientos de la materia inhibiendo, asi, el transporte de energía convectivahacia la fotosfera y estas zonas son más frias y oscuras

Figura 4-2-7:. Los pares de manchas están ligados por líneas o tubos magnéticos. Lapolaridad opuesta que se observa en los pares de manchas se explica porque en una deellas el campo magnético es emergente mientras que en la otra vuelve a introducirse enel interior.



Esta es la interpretación, aceptada de forma general, acerca de la formaciónde las manchas solares y del ciclo solar. La polaridad opuesta que se observaen los pares de manchas se explica porque en una de ellas el campomagnético es emergente mientras que en la otra vuelve a introducirse en elinterior (Figura 4-2-7).

Debido a la rotación diferencial la deformación y enrollamiento en espiral delas líneas de fuerza del campo magnético es más compacto (las líneas defuerza están más próximas) a altas latitudes que a bajas. Así la inestabilidadque permite al tubo magnético emerger a la superficie ocurre primero a altaslatitudes y conforme el ciclo solar avanza los tubos magnéticos van surgiendoa latitudes menores. Esto explica el efecto de la latitud ilustrado en eldiagrama en mariposa (Figura 4-2-4).

Mínimo de Maunder

Sin embargo, hay hechos que este modelo no explica, como son los periodosen que no han existido ninguna mancha ni ciclo solar, por ejemplo, el llamadomínimo de Maunder que ocurrió desde 1645 hasta 1715. Este mínimo ofreceuna evidencia de la conexión entre el Sol y el clima de la Tierra. Durante esteperiodo sin manchas, Europa experimento el récord en años de bajatemperatura, fue una pequeña edad de hielo.



2.3. Regiones activas

Playas y filamentos●

Protuberancias●

Fulguraciones solares●

Las manchas son aspectos relativamente quiescentes de la actividad solar.

Sin embargo, la fotosfera que rodea a las manchas ocasionalmente puedeproducir erupciones violentas que arrojan grandes cantidades de partículasenergéticas en la corona. Los lugares donde ocurren estos eventos seconocen como regiones activas. Muchos pares o grupos de manchas tienenregiones activas asociadas con ellos. Como todas las manifestaciones de laactividad solar estos fenómenos siguen el ciclo solar y son más frecuentes yviolentos en el máximo del ciclo.

Playas y filamentos



Figura 4-2-8: Fotografía del Sol tomada con un filtro de Hα . Se observan zonasbrillantes, denominadas playas, y las estructuras oscuras y alargadas llamadasfilamentos.

Protuberancias



Figura 4-2-9: Protuberancia con una estructura de bucle que muestra como las líneasmagnéticas conectan los dos miembros de un par de manchas.

Los filamentos son estructuras oscuras y alargadas, de 200 000 km de

longitud, y pueden tener una vida de varios meses. Cuando pasan por el limbose elevan sobre el fondo del cielo y se hacen brillantes, convirtiéndose enprotuberancias, que fueron identificadas por vez primera en los eclipses.

Los filamentos son, pues, protuberancias vistas sobre el disco. La altura quelas protuberancias alcanzan en el limbo es variable, de 30 000 a 100 000 km,con un espesor que no excede los 5 000 km. Tienen forma de bucles o laminasde gas eyectado desde una región activa de la superficie solar, son frías (7000 K) y cien veces más densas que la corona en la que se elevan. En lasprotuberancias la materia parece elevarse y descender siguiendo las líneas defuerza del campo magnético y uniendo en su base los miembros de un par demanchas (Figura 4-2-9).

Se distinguen dos grandes familias de protuberancias: las quiescentes y lasactivas. Las primeras son más estables y de mayor vida media que lassegundas que pueden cambiar de forma en un intervalo de minutos y sólopueden durar unas pocas horas. Algunas protuberancias activas estánrelacionadas con las fulguraciones y son aceleradas por encima de lavelocidad de escape del Sol y eyectan su materia al espacio interplanetario.



Fulguraciones solares

Figura 4-2-10: Fulguración solar. Mucho más violenta que la protuberancia, lafulguración es una explosión en la superficie solar que puede dar lugar a la eyección departículas de alta energía y emite radiación en todo el espectro electromagnético.

La fulguración solar es el fenómeno más violento observado en el Sistema

Solar. Esta tremenda erupción es debida a la liberación explosiva de energíaaltamente concentrada, pudiendo dar lugar a la eyección de partículas de altaenergía y emitiendo radiación en todo el espectro electromagnético (Figura4-2-10). Estas tormentas solares empiezan con un aumento de brillo en unaplaya. En un tiempo comprendido entre 5 minutos y una hora la intensidadcrece rápidamente. Después el brillo disminuye de forma gradual, en una horaaproximadamente. La temperatura en la fulguración es muy elevada puedealcanzar los 5 millones de grados, aún más caliente que la corona.

Las fulguraciones no suelen ocurrir en grupos típicos de manchas con susdos polaridades magnéticas opuestas sino en grupos complejos de manchasque dan lugar a regiones activas con intensos campos magnéticos queevolucionan rápidamente. Este fenómeno suele ir precedido de la expansión yrotura de filamentos próximos, que indica un cambio en la configuración delcampo magnético.

Las partículas de alta energía emitidas durante la fulguración alcanzan laTierra en unas pocas horas o días produciendo efectos observables comoson: tormentas geomagnéticas, fluctuaciones de la densidad ionosférica queafecta a las radiocomunicaciones, auroras, etc., y son además susceptibles deproducir cambios biológicos que pueden afectar a los tripulantes de losvuelos espaciales y, a mayor escala, a la evolución de los seres vivos.



2.4. El viento solar y las estructuras transitorias coronales

Hasta 1957 se ignoraba la existencia de una relación entre la corona y el

espacio interplanetario, aunque en 1951 Bierman había constatado cambiosen las colas de los cometas, así como que éstas siempre tienen sentidoopuesto al Sol, que podría explicarse por medio de la existencia de un flujo departículas proveniente del Sol. Con el lanzamiento del primer satélite en 1957se comprobó la expansión de la corona en el espacio interplanetario y ésteflujo continuo de partículas recibe el nombre de viento solar. En lasproximidades de la Tierra la velocidad del viento solar es del orden de 300km/s, y está constituido por iones y electrones.

La corona, como hemos señalado anteriormente, es una capa no homogéneaformada por unas estructuras oscuras, agujeros coronales, y otras brillantes,calientes y más densas con forma de bucles. Ambas estructuras resultan delas discontinuidades de temperatura y densidad producidas en el mediocoronal por el campo magnético.

De las observaciones realizadas por el "Skylab" se deduce que es de losagujeros corónales de donde emana el viento solar, aunque la teoría sobreéste no es todavía completa.

Las estructuras transitorias de la corona, observadas con detalle por primeravez por el sátelite Skylab, aparecen como bucles de materia moviéndose haciael exterior de la corona. Probablemente tienen su origen en la baja corona, enla parte superior de las protuberancias, ya que al menos un 70% de ellas estánasociadas con protuberancias activas, y algunas son el origen de lasfulguraciones solares. Durante el periodo de observación del Skylab, quecoincidió con la fase de disminución del ciclo solar, se observaron 110estructuras transitorias coronales, una por día.

Finalmente vamos a ver otros efectos de la radiación solar que tambiénpueden afectar a la vida diaria de los seres terrestres.



2.6. Efectos de la radiación solar: el bronceado

En el verano millones de personas se exponen a la radiación ultravioleta delSol para obtener un tono bronceado de su piel, aunque hay también un grannúmero de detractores que señalan que la prolongada exposición a la luzsolar conlleva el riesgo de cáncer de piel, así como su deterioro yenvejecimiento.

Estos efectos perjudiciales se producen casi totalmente por la radiaciónultravioleta de longitud de onda de 2800 a 3000 Å , los llamados rayos UV-Bdel Sol. A longitudes de onda mayores los rayos UV-A, de 3200 a 4000 Å , sonunas 1000 veces menos abrasadores aunque también tienen un ligero poderpara broncear la piel. La luz con longitud de onda más corta de 2800 Å ,llamada rayos UV-C, es aún más peligrosa que la UV-B pero es tanintensamente absorbida por la atmósfera de la Tierra que nunca llega a laspersonas.

La cantidad de rayos UV-B que recibimos depende de factores que pocaspersonas entienden bien pero los astrónomos pueden enseñarnos estosefectos debido a su conocimiento de nuestra estrella más cercana, el Sol.

El Sol emite mucha menos radiación ultravioleta que luz visible, ya que radiaaproximadamente como un cuerpo negro con una temperatura de 5780 K, esdemasiado frío para producir una gran cantidad de fotones ultravioleta. Soloel 0,7% de la energía total del Sol se emite como UV-B. La emisión de rayosUV-B por el Sol es casi constante, pero la cantidad que alcanza el suelo esextremadamente variable. La variación más importante se produce por elcambio en la absorción atmosférica debido a que el Sol se mueva más alto omás bajo en el cielo.

El cálculo de la absorción atmosférica es muy fácil para cualquier astrónomoque haya analizado datos fotométricos. La cantidad de aire que atraviesa unrayo de luz se mide normalmente en unidades de masas de aire. Una masa deaire es la atravesada por rayos que vienen desde el cenit (perpendicularmenteal suelo). Cuando el Sol está en el horizonte sus rayos atraviesan unas 40masa de aire. En general el número de masas de aire atravesadas esinversamente proporcional al seno de la altitud solar (aunque a altitudes muybajas esta formula simple no es valida). La cantidad de luz absorbida, porcada masa de aire, depende del llamado coeficiente de extinción, k. Este es elnúmero de magnitudes en que un rayo de luz disminuye al pasar a través deuna masa de aire (ver extinción atmosférica ). Para la luz visible el valor típicode k es 0.3. Esto significa que un astronauta en el espacio ve estrellas sólo 0.3más brillantes que cuando nosotros miramos al cielo.

Pero a las longitudes UV-B la extinción k es mucho mayor, principalmentedebido a la absorción del ozono situado en la estratosfera. Sí todo el ozono de



la estratosfera fuera reunido en una simple capa a nivel del mar tendría unespesor de sólo 3 mm. La cantidad de ozono varía con la estación (siendomenor en el otoño), la latitud (menor cerca del ecuador), y la polución en laestratosfera (el ozono disminuye después de erupciones volcánicas y depruebas nucleares atmosféricas).

Para una capa de ozono de 3 mm de espesor el coeficiente de extinción k esde 4.6 magnitudes por masa de aire a una longitud de onda de 3000 Å .Cualquier cambio en el espesor efectivo de esta capa de ozono cambiaproporcionalmente el valor de la extinción. También hay otros factores quereducen los rayos UV-B que alcanzan el suelo. La difusión de la luzultravioleta, por las moléculas del aire, reduce en 1.2 magnitudes por masa deaire al nivel del mar. El polvo en el aire difunde y absorbe por lo menos en 0.2magnitudes. Así en condiciones estándares la extinción total de los rayosUV-B es de 6.0 magnitudes por masa de aire. Esto significa que el Sol en elcenit aparece 6 magnitudes más débil ( 250 veces) a 3000 Å que para unobservador en el espacio. Cuando el Sol está a 30° por encima del horizontees todavía más débil, otras 6 magnitudes más, en el UV-B ya que a 30° dealtitud se atraviesan 2 masas de aire. Claramente nuestro cielo es bastanteopaco en luz UV-B excepto para una ventana cerca del cenit. Por la tardecuando el Sol declina de 60° a 30° su poder de quemar disminuye en un factorde 100. Esto explica porque es imposible broncearse por la mañana pronto opor la tarde, y en invierno a latitudes templadas, ya que no importa lo quebrille el Sol. En Madrid, por ejemplo, en invierno el Sol al mediodía tiene unaaltura de 26° mientras que en el verano es de 73° . Habría que tomar seis horasde Sol al mediodía en Diciembre para tener el mismo efecto que un minuto enJunio.

La dependencia del bronceado con la altura del Sol, explica también porqueen el trópico se pueden producir quemaduras inesperadas por los turistas. Allíel Sol pasa la mayor parte del día cerca del cenit en todas las épocas del año.Además de una menor cantidad de ozono estratosférico en los trópicos,típicamente un 25% menos que a latitudes templadas.

Las nubes poco espesas tienen pequeños efectos, ya que el agua de ellas noabsorbe la luz UV-B sino que la dispersa, por tanto la cantidad que alcanza elsuelo disminuye poco. La reducción es mucho menor que la disminución de laluz visible por estas nubes.

La arena y el agua reflejan aproximadamente el 15% de la luz ultravioletaincidente, así es posible broncearse lentamente en la playa debajo de unasombrilla. La nieve es casi un perfecto reflector de los rayos UV-B, por ello losesquiadores y montañeros se queman fácilmente.

¿Qué ocurre con el bronceado en el espacio?. Sin atmósfera que los proteja,los astronautas se broncearan 250 veces más rápidos que en una playa deMálaga en pleno verano al mediodía y en un tiempo inferior a 10 segundos.Naturalmente las ventanas y visores de las naves espaciales deben serexcelentes absorbentes de rayos UV-B. En Mercurio un explorador queolvidase vestirse adecuadamente se quemaría en un segundo.

En aproximadamente cinco mil millones de años, cuando el Sol evolucione yabandone la secuencia principal para convertirse en una gigante roja, la Tierratendrá un gran problema, pero no por los rayos UV-B, ya que conforme el Solse expande se va enfriando y su emisión UV-B disminuye. Así pues, paratomar baños de Sol no hará falta más protección pero no apetecerá tomarlosporque la temperatura en la Tierra será terriblemente alta (del orden de latemperatura de fusión del plomo).



Muchos contaminantes pueden destruir la capa de ozono de la estratosfera,pero los más importantes son los clorofluorocarbonos industriales que tienenuna gran utilización como refrigerantes y en la fabricación de plásticos. Losclorofluorocarbonos son químicamente inertes y por ello no se destruyencuando se difunden en el aire. Una molécula de clorofluorocarbono tardará 5años en difundirse por encima de la capa de ozono. Allí la radiaciónultravioleta solar la disociará cediendo un átomo de cloro, que es un potentecatalizador para la destrucción del ozono. Un sólo átomo de cloro puede serresponsable de la destrucción de 100 000 moléculas de ozono, durante unsiglo antes de ser inactivo o difundido a la baja atmósfera, donde seráarrastrado al suelo por la lluvia. Cálculos detallados han sugerido que sí eluso de los clorofluorocarbonos continua al mismo nivel que en 1980, el 5% delozono será destruido en los próximos cincuenta años.

Los efectos económicos y en la salud de esta disminución no se conocen muybien, porque no hay demasiados estudios sobre ellos. Pero, por ejemplo, sepredice un aumento del 2 al 5% del cáncer de piel, por cada 1% dedisminución del ozono. El sistema de inmunidad de los seres vivos tambiénse debilita, por el aumento de exposición a la radiación UV y algunosinvestigadores piensan, que este problema será peor que el cáncer de piel.

Las perdidas económicas que se produzcan para proteger la capa de ozono,no utilizando más los clorofluorocarbonos, son pequeñas comparadas con lasconsecuencias terribles, para la vida en la Tierra, del aumento del flujo derayos destructivos.



Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. ¿Qué es una mancha solar y qué características tiene? 2. ¿Qué es el ciclo solar? 3. ¿Qué es una fulguración solar? 4. ¿Cuáles son los ingredientes del modelo de dinamo magnética? 5. Explicar por qué el espectro fotosférico es un espectro de absorción y el

espectro cromosférico es de emisión.

6. ¿Qué es una protuberancia? ¿Qué es un filamento? 7. ¿Cuáles son las diferencias entre el Sol y una enana blanca de una masa

solar ?

Problemas

1. El día 16 de Setiembre de 1999 el Observatorio Astrofísico de Catania (Italia)informaba de la presencia de 74 manchas y ocho grupos en la fotosfera solar.Calcular el Nº de Wolf.


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Proyectos o actividades de observación

1. Observación a través de un filtro de las manchas del Sol, utilizando eltelescopio solar del Observatorio Astronómico Virtual. Realizar un estudio desu forma y tamaño y el número de estructuras observadas. La descripcióncompleta de esta práctica así como los procesos necesarios para surealización están explicados con detalle en el Apéndice. Por favor, antes deacceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones.


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2.5. Influencia solar en la tierra

El Sol condiciona activamente los fenómenos terrestre y toda modificación desu funcionamiento repercute a nivel de la Tierra. La atracción gravitacionalconduce el movimiento orbital anual de la Tierra. Además la acción acopladade la Luna y el Sol produce el desplazamiento en altura de los marescausando las mareas (mayores en la primera luna llena de primavera). Seobserva también una marea terrestre, la Tierra elástica se deforma bajo laatracción solar una decena de milímetros cada día (lo que se manifiesta porvariaciones ínfimas de la gravedad). Una marea atmosférica se traduce porvariaciones diurnas de la presión en función de la posición del Sol.

Parece, sin embargo, que no hay ninguna relación entre el número terremotosy la actividad solar, afirmación basada en el estudio de unos 10 000terremotos ocurridos en el curso de 35 años.

La radiación visible del Sol es prácticamente invariable, pero los rayos UV y Xvarían de forma importante durante el ciclo solar, esta radiación energética sefrena por la atmósfera terrestre produciendo el calentamiento de la bajaatmósfera que aumenta su presión y frena a los satélites artificiales en susórbitas bajas y reduce la duración de su vida (caso del Skylab y puede ser eldel Hubble Space Telescope).

La ionización de las capas de la alta atmósfera debida a partículas muyenergéticas y a la radiación UV del Sol condiciona la recepción de las ondasradio enviadas desde la superficie terrestre, en particular las ondas entre 1 y30 MHz son absorbidas (Las ondas radio se propagan gracias a reflexionessucesivas en las diferentes capas 70, 100, 180 y 220 Km de la atmósferasuperior llamada ionosfera).

Una parte importante de la radiación cósmica observada en la Tierra procededel Sol y aumenta en periodos de actividad solar. Los rayos cósmicos lleganal nivel de la Tierra unas cinco horas después de observar una fulguraciónsolar, los protones solares de muy alta energía reaccionan con los átomos dela alta atmósfera creando los cinturones de Van Allen cuya densidad aumentaen periodos de actividad. Estas partículas solares muy energéticas puedendañar a las naves y sondas enviadas al espacio.

Las partículas menos energéticas que constituyen el viento solar llegan alcabo de 2 días y son detenidas por la magnetopausa, la rodean para penetrarpor la cola de magnetosfera atraídas por los polos terrestres, excitan la altaatmósfera (80Km) donde provocan las auroras que son más intensas yfrecuentes en periodos de actividad solar.

La llegada de estas partícula en las regiones polares contribuye alcalentamiento de la alta atmósfera con un aumento de la densidad electrónica



acompañado de corrientes variables que crean campos eléctricos en lacorteza terrestre que pueden dañar las líneas eléctricas y telefónicas; laperdida de tensión puede llegar al 50%. Actualmente los cables están bienaislados y la actividad solar vigilada, pero en Mayo de 1969 y Abril de 1972 laciudad de Nueva York sufrió dos apagones espectaculares porque las líneasde alta tensión están próximas al polo magnético, punto de impacto del vientosolar y donde se producen tormentas magnéticas que dan lugar alcalentamiento de los transformadores y la desconexión de centraleseléctricas.

El campo magnético terrestre evidentemente también se perturba y lastormentas magnéticas terrestres están ligadas a fulguraciones o erupcionessolares, o a la formación de grandes manchas.

El clima se modifica sí cambia la energía emitida por el Sol. La alternancia deperiodos glaciares e interglaciares desde hace 2 millones de años conperiodicidad de 20 000 a 100 000 años esta relacionado, a través de losestudios de Milankovitch, con las variaciones de la cantidad de energía solarque llega a la Tierra debido a las variaciones de los parámetros de la órbitaterrestre ( retraso del perihelio en 100 000 año, avance del equinoccio en 26000 años)

Además de estas variaciones que dependen de la distancia al Sol, la radiaciónsolar tiene modificaciones intrínsecas debidas a la actividad solar. En lasregiones árticas el ciclo solar está netamente ligado a fenómenosmeteorológicos, correlación que también se puede encontrar en Europa delNorte: La variación de las precipitaciones en verano en Europa de 1803 a1943, comparadas con el ciclo solar de 11 años; las caídas de lluvia son másimportantes cuando hay máximos y mínimos de actividad solar. También seobserva un ciclo de 11 años en el crecimiento de los arboles.

Otra posible conexión Sol-Tierra incluye un enlace entre la actividad solar yun aumento de la circulación atmosférica. Cuando ésta aumenta sedesarrollan sistemas tormentosos terrestres que se extienden sobre grandesrangos de latitud. La relación es compleja y el sujeto controvertido, debido aque no se ha encontrado ningún mecanismo físico que permita a la actividadsolar alterar el movimiento de la atmósfera terrestre, teniendo en cuenta quela energía emitida no varía mucho durante el ciclo solar.

La actividad solar puede influir a largo termino en el clima de la Tierra. Porejemplo, el mínimo de Maunder parece corresponder muy bien con los añosmás fríos de la llamada pequeña edad de hielo que asoló el norte de Europadurante los últimos años del siglo XVII. Como el Sol activo y su abundancia demanchas puede afectar el clima de la Tierra es un problema de investigaciónactual en climatología terrestre.



Soluciones

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. ¿Qué es una mancha solar y qué características tiene? Es una zona obscura en la fotosfera, constituida por la umbra y la

penumbra gris.

3. ¿Qué es una fulguración solar? Es la eyección violenta de partículas muy energéticas. 4. ¿Cuáles son los ingredientes del modelo de dinamo magnética? Capa convectiva subfotosférica, rotación diferencial y campo

magnético.

Problemas

1. El día 16 de Setiembre de 1999 el Observatorio Astrofísico de Catania (Italia)informaba de la presencia de 74 manchas y ocho grupos en la fotosfera solar.Calcular el Nº de Wolf.

Nº de Wolf = R =154


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ANTARES - Módulo 4 - Unidad 2 - Programa de Nuevas...

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