eclipses de sol l.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
ECLIPSES DE SOL PowerPoint Presentation
Download Presentation
ECLIPSES DE SOL

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 54

ECLIPSES DE SOL - PowerPoint PPT Presentation


  • 402 Views
  • Uploaded on

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.

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'ECLIPSES DE SOL' - richard_edik


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
eclipses de sol y de luna
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
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
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
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
¿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
¿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
¿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
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
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
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
Eclipses solares de 1980 a 2000

Frecuencia: uno cada año o cada dos años

eclipse del 11 de agosto de 1999
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
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
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
Cromosfera y protuberancias
  • La cromosfera es una región estrecha de color rojo
  • Las protuberancias son nubes inmersas en la corona solar
corona
Corona
  • No presenta emisión en un color determinado, sino que emite en todo el espectro visible
  • Posee estructuras intrincadas
eclipse solar completo
Eclipse solar completo
  • Mismas imágenes que antes (tomadas cada 5 min)
eclipse solar totalidad
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Supergranulación
  • Conclusión: vemos la parte superior de los supergránulos en un Dopplergrama (fotosfera)
  • Tamaño de los granos ~30 Mm
esp culas
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
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
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
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
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
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
Protuberancias en He 304 Å
  • Muchas de estas protuberancias son activas
    • Y algunas de ellas son expulsadas
erupci n de protuberancias
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
Erupción de protuberancias
  • Las películas duran ~5 horas y ~3 horas
protuberancias activas y quiescentes
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
Protuberancia quiescente
  • Movimientos de plasma dentro de una protuberancia (duración de la película ~8 horas)
algunas propiedades
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
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
Bibliografía
  • “Discovering the secrets of the Sun”, Kippenhahn, 1994, Wiley
  • “The Sun: our star”, Noyes, Harvard, 1982
p ginas web
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