Parece que el Sol comienza a mostrar un poco de actividad. Aquí os compartimos una fotografía del mismo tomada el día 1 de abril a las 10:30, a través de un Solarscope. En ella se pueden apreciar perfectamente las regiones activas 2644 y 2645.

 

10 Feb / 2017

El Sol en 2016

Crédito: ESA/Royal Observatory of Belgium

Este montaje de 366 imágenes muestra nuestro Sol a través de los ojos del satélite Proba-2 de la ESA, tal y como se observó cada día en 2016. La cámara SWAP del satélite trabaja en longitudes de onda del ultravioleta para capturar la caliente y turbulenta atmósfera del Sol, conocida como corona solar.

Cada imagen fue creada a partir de 30 imágenes separadas centradas en la 1:00 GMT de cada día, y que fueron procesadas para destacar los detalles que se extienden desde el disco solar.

A lo largo de 2016 la actividad del ciclo solar de 11 años ha continuado hacia su mínimo, un periodo durante el cual el número de manchas solares, regiones activas y erupciones disminuye. La región más activa del pasado año puede ser vista en la imagen del 17 de Julio. La región brillante cercana al centro visual del Sol produjo 8 de las 20 erupciones más destacadas del pasado año.

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Arrancamos un nuevo año, y a continuación os presentamos el gráfico de valores Wolf obtenidos con el Solarscope durante el año 2016, tomados junto a Verónica Casanova. Un año más, como ya viene siendo habitual, el tiempo no ha acompañado al menos durante la primera mitad del año. La segunda mitad, debido a nuestro nuevo lugar de residencia -Valladolid-, apenas nos ha sido posible realizar observaciones.

El gráfico superior muestra el valor acumulado desde que comenzamos a usar el Solarscope, en abril de 2011. El segundo gráfico se centra únicamente en 2016. Podéis encontrar algunas de las observaciones en la etiqueta “Solarscope

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4 Abr / 2016

El número de Wolf

El número de Wolf, también conocido como número de Zúrich, es un valor que permite evaluar numéricamente la actividad de grupos y manchas solares. Se calcula mediante una fórmula presentada en 1849 por Rudolf Wolf con la forma:
      W = k ( 10 x G + F )
donde W es el número de Wolf, G el número de grupos, F el de manchas/focos individuales y k un factor de corrección llamado factor del observatorio, y que intenta estandarizar los valores calculados por diferentes observadores con diferentes condiciones de observación.
Los grupos tienen una clasificación (de la A a la J -excepto la I-)  en función de su forma y tamaño. Se puede ver dicha clasificación el la imagen de cabecera del post.
Dinamo solar modelo Babcock
 
Se denomina dinamo solar al proceso que produce cambios en el campo magnético interno del Sol. El Sol no rota como un sólido rígido y [simplificando] el plasma que forma el Sol rota más lentamente cerca de los polos . Consecuencia: el ecuador rota más rápido que en latitudes superiores. Así por ejemplo una rotación completa en el ecuador dura 25 días, a 40º de latitud dura 27 días y a 70º dura 30 días.
Principalmente existen dos formas del campo magnético solar. Por un lado la Poloidal, cuyas líneas emergen cerca de un polo y descienden hasta cerca del opuesto. Los puntos a lo largo de cada línea de campo magnético están en la misma longitud. Por otro lado la toroidal, en la cual las líneas del campo magnético son paralelas al ecuador solar, y se encuentran en la misma latitud.
Para explicar la dinamo solar existen diversos modelos, pero el más aceptado es el llamado modelo de Babcock. El modelo de Babcock intenta explicar el ciclo magnético solar, la generación de regiones activas, los campos magnéticos, la ley de Hale y la ley de Spörer. Para ello establece 5 etapas. Si bien es muy útil este modelo, se podría considerar más sencillo de lo deseable. En la cabecera del post se puede ver un gráfico de dichas etapas.


La primera etapa [figura 1]
ocurre 3 años antes de comenzar un nuevo ciclo de manchas solares. El campo magnético solar es débil y de tipo poloidal, naciendo en latitudes superiores a los 53º y con unas líneas de campo que se extienden más allá incluso de la corona.
En la segunda etapa
[figura 2] el campo magnético se intensifica a media que las líneas de campo son retorcidas por la rotación diferencial. Las líneas se extienden más en dirección este-oeste, y en latitudes inferiores las líneas de campo pasan a ser de tipo toroidal.
En la tercera etapa
[figura 3] cada punto donde las líneas de campo surgen a través de la superficie pueden producir una mancha solar seguida de otra de polaridad opuesta, formando un grupo. Como el campo magnético se invierte en el ecuador, las manchas adelantadas de los grupos tendrán polaridad magnética opuesta en cada hemisferio solar: si la mancha adelantada de un grupo en el hemisferio norte tiene polaridad positiva, en el hemisferio sur, la mancha adelantada de un grupo tendrá polaridad negativa. Esto es conocido como la ley de Hale de la polaridad.
En la cuarta etapa
[figura 4] se produce una neutralización y reversión del campo magnético global del Sol. Por la ley de Joy, las manchas atrasadas en los grupos están en latitudes más altas que las adelantadas. Entonces ocurre que la polaridad de las manchas atrasadas de los grupos se cancela con la polaridad del polo, mientras que la polaridad de las manchas avanzadas de los grupos se cancela con la polaridad existente en el ecuador. Este proceso causa un cambio de antiguo campo en los polos con una nuevo campo de polaridad opuesta.
Finalmente en la quinta etapa
[figura 5], aproximadamente 11 años después de la primera etapa, hay presente un campo magnético invertido, volviendo a comenzarse por la etapa primera un nuevo ciclo.

WP_20160301_003

El Sol está en calma últimamente, y eso es perfectamente observable a través del Solarscope. En esta fotografía tomada usando el Solarscope el pasado 1 de marzo a las 17:00 horas TU, se puede ver la región activa AR2506 (centro hacia la parte inferior). En dicho momento también había otras dos regiones activas presentes en el Sol, la AR2058 y la AR2059, pero que no aparecen en la fotografía.

Durante el 1 de marzo se registraron erupciones solares de escasa importancia (de clase B a las 0:52 horas TU y 17:57 horas TU).

 

En la imagen superior se puede ver el Sol de hoy 23 de diciembre a las 8:45 TU. En la parte derecha aparecen las dos regiones activas visibles a través del Solarscope: la AR2170 y la AR2173. El viento y la proximidad del Sol al horizonte ha causado bastante turbulencia que impide ver con nitidez los grupos y se hace bastante evidente en el limbo solar.
La región AR2173 ha sido responsable hoy a las 0:40 horas TU de una potente erupción solar de clase M4 y que ha sido registrada por la SDO de la NASA (imagen inferior)

Crédito: SDO/NASA

Crédito: en.wikipedia.org

Para estudiar el ciclo de actividad solar hay un método para cuantificar dicha actividad. Para ello se calcula el llamado número de Wolf que a continuación os describimos. El número de Wolf, también conocido como número de Zurich, es un valor que permite evaluar numéricamente la actividad de grupos y manchas solares. Se calcula mediante una fórmula presentada en 1849 por Rudolf Wolf con la forma:
      W = k ( 10 x G + F )
donde W es el número de Wolf, G el número de grupos, F el de manchas/focos individuales y k un factor de corrección llamado factor del observatorio, y que intenta estandarizar los valores calculados por diferentes observadores con diferentes condiciones de observación. Los grupos tienen una clasificación (de la A a la J -excepto la I-)  en función de su forma y tamaño. Se puede ver dicha clasificación el la imagen de cabecera del post.

Recordad que si vais a observar el Sol, lo primero que hay que tener claro es que cualquier error al observarlo puede causar daños irreparables en la vista. Por ello, ante la menor duda es preferible no realizar la observación.
A simple vista, sin instrumento, hay gafas (Fotografía 3) expresamente diseñadas para observar el fenómeno. Evidentemente no se debe observar el Sol sin protección, y recuerda que ni las gafas de sol ni incluso los cristales de soldadura, negativos fotográficos o cristales ahumados protegen adecuadamente. Estos últimos no  protegen adecuadamente de la radiación ultravioleta. No obstante usando incluso las gafas indicadas, no se deben hacer observaciones prolongadas.

Si se usa un telescopio, se tiene que extremar mucho el cuidado. Jamás usar los típicos filtros “Sun” que incluían antes los telescopios sencillos: son peligrosos. Como mínimo se debe usar un filtro de tipo Mylar (Fotografía 2)en el objetivo del telescopio. Alternativamente puedes usar el llamado prisma de Herschel, un prisma que desvía el 99% de la luz solar. Actualmente la mejor opción para observar el Sol es comprarse o bien un Solarscope o bien uno de los famosos PST de Coronado (Fotografía 1) unos telescopios con filtro H-alfa, que son completamente seguros. Sin embargo su coste ronda los 500 a 600 euros.
No obstante la forma más segura de observar el seguro por un telescopio consiste proyectar su imagen sobre una pantalla (Fotografía 4), y no mirar a través del ocular.
Pero si es la primera ocasión que realizáis este tipo de observación, recomiendo que se contacte con alguna agrupación astronómica de la zona donde se vive, para que recibir asesoramiento o participar en alguna observación.

El Sol continúa con alta actividad. Ayer día 21 fue posible observar con el Solarcope una notable región, la AR2371. En la cabecera se incluye la fotografía de la misma obtenida a través del Solarscope a las 19:50 horas.

Esta región causó una erupción solar a las 1:42 horas TU de clase M2, y un CME, que podría causar tormentas geomagnéticas entre los días 23 y 24.

Actualización 25-6-2015: El CME alcanzó la Tierra ayer, causando una tormenta geomagnética con valor G2 en la escala NOAA (moderada) y alerta de posibles auroras.

Estos días sin duda alguna hay una región activa solar más destacada que cualquier otra. Se trata de la región 2339. En la fotografía superior se puede ver tal y como se observaba el pasado 7 de mayo. Fue obtenida junto con Verónica Casanova a través del Solarscope.
Esta región ya fue la causante de una erupción solar de clase X2 el 6 de mayo. Recordemos que la clasificación usada para las erupciones solares, se realiza en base al valor máximo del flujo en rayos X (de 100 a 800 nm) que se detecta y se mide en W/m2. Las categorías, de menor a mayor intensidad, son A, B, C, M y X. Cada categoría es 10 veces mas intensa que la anterior. 

Pero además tiene otro índice, un número entre 1 y 9 que indica a su vez, dentro de la misma clase, la diferencia de intensidad. De este modo, una erupción de clase B1 es 10 veces más intensa que una A1, y una X5 es 4 veces más intensa que una X1. Las erupciones más habituales son las de categoría A, B y C.
Las erupciones de categoría M y en particular las X son muy intensas, y generalmente tienen efectos en el entorno espacial de la Tierra). Por ejemplo, una erupción solar de clase X1 tiene una potencia de 0,0001 W/m2. Sin embargo se han llegado a medir de hasta categoría X28 (0,0028 W/m2) y se sospecha que hasta X45 (0,0045 W/m2).