Transcript ACTIVIDAD SOLAR

Usuario
G12N10giovanni
Nelson Castro
Cuál es el origen de las manchas
solares?
• Una mancha solar es una región
del sol con una temperatura más baja que
sus alrededores, y con una intensa
actividad magnética. Una mancha solar
típica consiste en una región central
oscura, llamada "umbra", rodeada por una
«penumbra" más clara. Una sola mancha
puede llegar a medir hasta
12.000 Km (casi tan grande como el
diámetro de la Tierra), pero un grupo de
manchas puede alcanzar 120.000 km de
extensión e incluso algunas veces más.
Que sale de las manchas solares?
• 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 protonees,
pero puede contener pequeñas cantidades
de partículas más pesadas
como helio, oxígeno e incluso helio. Esto se
debe a los enormes cambios y turbulencias
producidos en el campo magnético de la
corona solar. La observación de estas
eyecciones se realiza con el coronógrafo y
solo se puede obtener una eyección de
masa coronaria a través de un jalador.
por qué es importante
tecnológicamente monitorear las
manchas solares 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. Las partículas de alta energía,
empujadas por la onda de choque del EMC, pueden
poner en peligro a los astronautas o destruir la
electrónica del satélite. Estas partículas energéticas
llegan a la tierra (o la Luna)alrededor de una hora
después. La eyección de masa coronal llega a la Tierra en
un tiempo de entre uno a cuatro días desde la erupción
original, resultando en fuertes tormentas geomagnéticas,
auroras 2apagones eléctricos
en qué fechas recientes se presentaron
estos fenómenos?
"Los campos
magnéticos de las
manchas solares
han ido
disminuyendo
cerca de 50 gauss
por año"
http://ciencia.nasa.gov/science-atnasa/2009/03sep_sunspots/
dónde se encuentra información sobre
la actividad solar?
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
El Solar
and Heliosferic Observatory
(SOHO) es una sonda
espacial lanzada el 2 de
diciembre de 1995 para
estudiar el sol
qué fecha histórica la actividad solar
afectó nuestro planeta?
• En el año 1859 se produjo una
gran fulguracion solar. La tormenta solar de
1859 fue la más potente registrada en la
historia.1 A partir del 28 de agosto, se
observaron auroras que llegaban al sur hasta
el Caribe.2 El pico de intensidad fue el 1 y 2 de
septiembre, y provocó el fallo de los sistemas
de telégrafo en toda Europa y América del
Norte. Parece que este tipo de situaciones
sólo se produce cada 500 años
aproximadamente, según los estudios
de muestras de hielo
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
http://sohodata.nascom.nasa.g
ov/cgi-bin/data_query
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