Eclipses de sol
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ECLIPSES DE SOL - PowerPoint PPT Presentation


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ECLIPSES DE SOL. Eclipses de Sol y de Luna. Los eclipses se producen por un “juego de sombras” entre la Tierra, el Sol y la Luna Tienen lugar cuando la Tierra pasa por la sombra de la Luna (eclipses de Sol) o viceversa (eclipses de Luna). Sombras: umbra y penumbra.

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Presentation Transcript

Eclipses de sol y de luna l.jpg
Eclipses de Sol y de Luna

  • Los eclipses se producen por un “juego de sombras” entre la Tierra, el Sol y la Luna

  • Tienen lugar cuando la Tierra pasa por la sombra de la Luna (eclipses de Sol) o viceversa (eclipses de Luna)


Sombras umbra y penumbra l.jpg
Sombras: umbra y penumbra

  • La luz solar está completamente bloqueada en la umbra y sólo parcialmente en la penumbra (o sea, parte del Sol es visible)

El tamaño de umbra y penumbradependen de la posición del observador


Geometr a de un eclipse lunar l.jpg
Geometría de un eclipse lunar

  • Cuando la Luna pasa por la sombra de la Tierra tenemos un eclipse lunar

    • Se observa igual desde cualquier punto de la Tierra en que la Luna es visible

Un eclipse lunar ocurre necesariamentecon Luna llena


Geometr a de un eclipse solar l.jpg
Geometría de un eclipse solar

  • Cuando la Tierra pasa por la sombra de la Luna tenemos un eclipse solar

  • Este tipo de eclipse sólo se ve desde una pequeña parte de la Tierra

Un eclipse solar tiene lugarnecesariamente con Luna nueva


Eclipses cada dos semanas l.jpg
¿Eclipses cada dos semanas?

  • La Luna tarda unas cuatro semanas en girar alrededor de la Tierra

    • ¿Porqué no hay un eclipse solar cada Luna nueva?

    • ¿Porqué no hayun eclipse lunarcada Luna llena?


Eclipses cada dos semanas7 l.jpg
¿Eclipses cada dos semanas?

  • El plano orbital de la Luna no coincide con el plano orbital de la Tierra (la eclíptica)

    • Este plano está inclinado unos 5º respecto de la eclíptica

La Luna atraviesala eclíptica en dospuntos de su órbitallamados nodos


Eclipses cada dos semanas8 l.jpg
¿Eclipses cada dos semanas?

  • Los dos requisitos para que un eclipse tenga lugar son:

    • Luna nueva (eclipse solar) o Luna llena (eclipse lunar) y

    • La Luna situada en uno de los nodos de la órbita


Tipos de eclipse solar l.jpg
Tipos de eclipse solar

  • Eclipse total: tiene lugar cuando la Luna está cerca de la Tierra

    • Sólo visible dentro de la zona de umbra

  • Eclipse parcial: visible desde cualquier lugar de la penumbra

  • Eclipse anular: sucede cuando la Luna está “lejos” de la Tierra y la umbra no alcanza la Tierra


Eclipse solar desde el espacio l.jpg
Eclipse solar desde el espacio

  • Sombra del eclipse del 11 de julio de 1991

  • Visible de Méjico a Brasil

La umbra tiene 270 km de diámetro como máximo


Eclipse solar total y parcial l.jpg
Eclipse solar total y parcial

  • Un eclipse solar puede ser muy distinto en dos lugares cercanos de la Tierra

    • Una distancia de decenas de km nos puede llevar fuera del camino de totalidad


Eclipses solares de 1980 a 2000 l.jpg
Eclipses solares de 1980 a 2000

Frecuencia: uno cada año o cada dos años


Eclipse del 11 de agosto de 1999 l.jpg
Eclipse del 11 de agosto de 1999

  • Este mapa muestra:

    • El “camino” seguido por la sombra del Sol (eclipse total)

    • El porcentaje de disco solar eclipsado

    • Los lugares en que el eclipse empezó a la salida del Sol o terminó a la puesta




Fases de un eclipse solar l.jpg
Fases de un eclipse solar

  • Serie de imágenes tomadas cada ~5 min

    • Eclipse solar del 21 de junio de 2001

primer contacto

segundo contacto

tercer contacto

cuarto contacto


Fases de un eclipse solar17 l.jpg
Fases de un eclipse solar

  • El tamaño angular aparente de la Luna y el Sol es casi idéntico

    • La Luna es un coronógrafo perfecto

  • Entre el segundo y el tercer contacto se eclipsa completamente la fotosfera

    • Podemos ver las regiones más bajas de la atmósfera solar, justo por encima de la fotosfera

  • La primera de estas regiones es la cromosfera

  • Por encima de ella se encuentra la corona


Cromosfera y protuberancias l.jpg
Cromosfera y protuberancias

  • La cromosfera es una región estrecha de color rojo

  • Las protuberancias son nubes inmersas en la corona solar


Corona l.jpg
Corona

  • No presenta emisión en un color determinado, sino que emite en todo el espectro visible

  • Posee estructuras intrincadas


Eclipse solar completo l.jpg
Eclipse solar completo

  • Mismas imágenes que antes (tomadas cada 5 min)


Eclipse solar totalidad l.jpg
Eclipse solar: totalidad

  • Eclipse del 3 de noviembre de 1994 (La Lava, Bolivia)

  • Antes y después de la totalidad vemos el “anillo de diamantes” (una pequeña parte de la fotosfera es visible todavía)

Duración máxima de la totalidad: 7.5 min



Cromosfera roja l.jpg
Cromosfera roja

  • Tanto la cromosfera como la corona son mucho menos luminosas que la fotosfera

    • De ahí que durante el siglo XIX fuese necesario aprovechar los eclipses para poder observarlas

  • La cromosfera envuelve a la fotosfera como una capa fina de unos pocos miles de km de grosor

  • El color rojo de la cromosfera es debido a que el plasma emite fuertemente en la línea Hα

    • Esta emisión es mucho más intensa que la del resto del espectro y su color domina

  • El nombre de esta región proviene del griego chromos, que significa color


Temperatura cromosf rica l.jpg
Temperatura cromosférica

  • ¿Cómo tiene lugar esta emisión en Hα?

  • La cromosfera se encuentra a una temperatura cercana a los 10,000 K, en la cual el nivel n = 2 del átomo de Hidrógeno alcanza su población máxima

  • Por ello la cromosfera es muy eficiente en cuanto a la absorción de fotones que excitan el H del nivel n = 2 a un nivel superior

    • Esto genera las líneas de Balmer en el espectro solar(fotosférico)


Transiciones en la cromosfera l.jpg
Transiciones en la cromosfera

  • Una vez excitados desde n = 2, los átomos de la cromosfera se desexcitan en una o más etapas

  • La transición de n = 3 a n = 2 es la que ocurre con más frecuencia

Así pues, la cromosfera emite muchos fotones en la línea Hα

También emite en otras líneas espectrales (de He y Ca, por ejemplo)


Cromosfera y filtros l.jpg
Cromosfera y filtros

  • En definitiva, la cromosfera está iluminada desde abajo por la luz que emerge de la fotosfera

    • Así se genera un espectro de emisión con diferentes líneas espectrales (de H, Ca, He, …)

  • Para observar la cromosfera podemos emplear un filtro centrado en una línea espectral apropiada

    • Este tipo de filtro selecciona la luz que tiene una longitud de onda precisa y descarta el resto

  • Las ventajas de esta técnica son:

    • Podemos observar la cromosfera sin necesidad de esperar a que haya un eclipse de Sol

    • Podemos observarla “de frente”, sobre el disco solar


Cromosfera y filtros27 l.jpg
Cromosfera y filtros

  • Las líneas espectrales útiles son aquéllas que involucran una transición electrónica cuyo nivel de partida se encuentra suficientemente poblado a ~10,000 K

  • Las líneas más empleadas son Hα (a 656.3 nm), CaII K (a 393.3 nm)

  • Recientemente se observa en una línea de He con una longitud de onda de 30.4 nm (UV)

    • Telescopio EIT en SOHO

CaII K


Cromosfera y filtros28 l.jpg
Cromosfera y filtros

  • Cada línea espectral tiene sus propia dependencia con la temperatura:

    • Hα es sensible a temperaturas entre 8000 y 20,000K

    • La de CaII K es sensible a temperaturas cercanas a 10,000 K (entre 8000 K y 12,000 K)

  • La temperatura de la atmósfera solar crece por encima de la fotosfera (en la cromosfera y corona)

    • La línea de CaII K se forma en la parte baja de la cromosfera, mientras que la Hα se forma en un rango mayor de alturas


Cromosfera y fotosfera l.jpg
Cromosfera y fotosfera

  • Tenemos tres imágenes de 80 Mm de lado

    • Luz blanca, CaII K y Hα(¡ vemos alturas diferentes !)

luz blanca: manchas, poros y granulación

CaII K: granulación destaca menos

Hα: fibrillas cromosféricas


Campo magn tico en la cromosfera l.jpg
Campo magnético en la cromosfera

  • Los puntos brillantes de la cromosfera son concentraciones de campo magnético

    • La intensidad del campo magnético es muy inferior a la de las manchas

    • En estos lugares se produce un calentamiento del gas, que se ve brillante en CaII K sobre todo

    • Es una estructura de la parte baja de la cromosfera


Reticulado cromosf rico l.jpg
Reticulado cromosférico

Una imagen de todo el disco en CaII K nos permite apreciar que estos núcleos brillantes forman un reticulado que cubre toda la cromosfera (excepto las manchas)

¿Se trata de la granulación?

Chromospheric network


Comparaci n entre ca ii k y h l.jpg
Comparación entre CaII K y Hα

  • El mayor parecido lo encontramos en las regiones más brillantes,asociadas con manchas

  • El reticulado no se ve en Hα

  • Sin embargo, en Hα vemos filamentosy protuberancias


Reticulado cromosf rico33 l.jpg
Reticulado cromosférico

  • El origen del reticulado se encuentra en los movimientos convectivos a gran escala que tienen lugar dentro de la zona de convección

  • El campo magnético es arrastrado por los movimientos transversales del plasma hacia los bordes de estas “superceldas” convectivas


Reticulado cromosf rico34 l.jpg
Reticulado cromosférico

  • El campo magnético se concentra en los bordes de estas “superceldas”

  • Un mecanismo que aún se desconoce calienta el plasma en estos lugares de campo intenso

  • Falta un detalle: ¿podemos estar seguros de que las “superceldas” existen?

  • Sí, y se conocen como supergránulos

    • Su tamaño es de unos 30,000 km


Supergranulaci n l.jpg
Supergranulación

  • Para probar la existencia de los supergránulos hacemos un Dopplergrama de la fotosfera

  • A continuación podemos restar el efecto dominante de la rotaciónsolar y…


Supergranulaci n36 l.jpg
Supergranulación

  • Además hemos promediado 45 imágenes tomadas a lo largo de 50 minutos

    • De esta manera conseguimos eliminar los movimientos fotosféricos de corto periodo (oscilación de 5 minutos y granulación)

  • Los movimientos en la superficie están claramente estructurados


Supergranulaci n37 l.jpg
Supergranulación

  • Los movimientos de acercamiento hacia nosotros (negro) y de alejamiento (blanco) aparecen en forma de granos de arroz bien definidos

    • Los “granos” se presentan a pares

    • El “grano” blanco se situa hacia el limbo


Supergranulaci n38 l.jpg
Supergranulación

  • Conclusión: vemos la parte superior de los supergránulos en un Dopplergrama (fotosfera)

  • Tamaño de los granos ~30 Mm


Esp culas l.jpg
Espículas

  • Las espículas son chorros estrechos de material cromosférico de unos 10,000 km de largo

    • Imagen en Hα del limbo solar

  • Se trata de estructuras muy dinámicas

    • Velocidad ~30 km/s

    • Vida media ~15 min


Esp culas40 l.jpg
Espículas

  • La distribución espacial de las espículas no es uniforme

    • Se hallan en los bordes del reticulado cromosférico

  • ¿Cómo se generan las espículas? ¿Las ocasiona el campo magnético delreticulado cromosférico?


El sol en he 304 l.jpg
El Sol en He 304 Å

  • Esta línea es sensible a una temperatura de ~50,000 K

Paso de la cromosfera a la corona: región de transición

Observamos la parte superior de la cromosfera, las protuberancias y bucles coronales relativamente fríos



Protuberancias y filamentos l.jpg
Protuberancias y filamentos

  • Como mejor se observan es con un filtro de Hα

  • Sobre el disco son oscuras ya que absorben la luz que reciben de abajo

  • En el limbo son brillantes gracias a que reemiten la radiación en todas direcciones

  • Son nubes de gas suspendidas en la corona, por encima de la cromosfera

Filamento

Protuberancia


El sol en h l.jpg
El Sol en Hα

  • Para construir esta película se ha tomado una imagen del disco en Hα y se ha unido con otra imagen del limbo obtenida con un disco ocultador


Protuberancias en he 304 l.jpg
Protuberancias en He 304 Å

  • La gran protuberancia del hemisferio sur empieza como filamento y se acaba viendo en emisión en el limbo


Protuberancias en he 30446 l.jpg
Protuberancias en He 304 Å

  • Muchas de estas protuberancias son activas

    • Y algunas de ellas son expulsadas


Erupci n de protuberancias l.jpg
Erupción de protuberancias

  • Durante su erupción las protuberancias adquieren formas muy variadas

    • En las películas anteriores este fenómeno no se observa suficientemente bien por falta de resolución temporal


Erupci n de protuberancias48 l.jpg
Erupción de protuberancias

  • Las películas duran ~5 horas y ~3 horas


Protuberancias activas y quiescentes l.jpg
Protuberancias activas y quiescentes

  • Además de las protuberancias activas, hay protuberancias quiescentes

    • Muestran un nivel de actividad mucho menor

    • Tienen un tiempo de vida mucho más largo (semanas o incluso meses)

    • Su estructura no permanece fija a lo largo de su vida

    • Activas: se encuentran dentro de regiones activas

    • Se hallan fuera de regionesactivas


Protuberancia quiescente l.jpg
Protuberancia quiescente

  • Movimientos de plasma dentro de una protuberancia (duración de la película ~8 horas)


Algunas propiedades l.jpg
Algunas propiedades

  • Su temperatura y densidad son las típicas de la cromosfera

    • Por tanto, son más densas que el material coronal

    • Y se encuentran más frías que el plasma coronal

  • ¿Cómo se mantienen en equilibrio mecánico y térmico?


Equilibrio de protuberancias l.jpg
Equilibrio de protuberancias

  • La clave, una vez más, es el campo magnético, que atraviesa la protuberancia

  • La tensión magnética contrarresta la acción dela gravedad

  • La presión magnética confina lateralmente el plasma

  • El campo magnético proporciona aislamiento térmico al plasma de la protuberancia

Los “detalles” aún no están claros


Bibliograf a l.jpg
Bibliografía

  • “Discovering the secrets of the Sun”, Kippenhahn, 1994, Wiley

  • “The Sun: our star”, Noyes, Harvard, 1982


P ginas web l.jpg
Páginas web

  • Páginas web de Fred Spenak (eclipses):

    http://www.mreclipse.com/

    http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html

  • Página web de D. Hathaway (eclipses):

    http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/

  • “The very latest solar images” (imágenes disco de SOHO):

    http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

  • “The Sun today” (imágenes disco):

    http://sprg.ssl.berkeley.edu/shine/suntoday.html

  • “Active region monitor” (imágenes disco y más):

    http://www.solarmonitor.org/index.php


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