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Brillo relativo de la corona solar.

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En preparación para el próximo eclipse solar, me gustaría practicar mi fotografía para poder tomar algunas (con suerte) buenas fotos de la corona durante la totalidad.

¿Cuál es el brillo de la corona solar? ¿Qué tan brillante es en comparación con una luna llena (u otros fenómenos celestiales)?

¿En qué punto durante el "anillo de diamantes" se vuelve demasiado brillante para mirarlo con seguridad sin equipo de seguridad, y cuál es el brillo relativo del diamante?


La corona varía drásticamente en brillo desde la parte interior cerca del sol hasta la parte exterior a unos pocos radios solares de distancia. La parte más interna es la más brillante; a ISO 100 y f5.6, una exposición de ~ 1/125 segundos lo capturará. Entonces es aproximadamente el mismo brillo que la luna llena. La corona exterior requerirá exposiciones mucho más largas de quizás medio segundo, pero tenga en cuenta que durante este tiempo el sol se moverá notablemente con una lente larga si no está usando una montura de seguimiento, por lo que es probable que ocurra algo de desenfoque. En general, practicar en la luna creciente te dará una idea bastante clara del rango dinámico de la corona.

Es peligroso mirar directamente el anillo de diamantes, al igual que cualquier parte del disco solar que no esté oculta; debe apartar la mirada al primer vistazo o antes.

Hay muchos más detalles esparcidos por la web, que probablemente ya hayas encontrado. Una buena descripción está disponible en http://www.mreclipse.com/Totality2/TotalityCh12-3.html#SEExpoTab


Esta no es una respuesta, sino una actualización de cómo fue la fotografía del eclipse.

Terminé en ISO 400 yf / 5.6 (limitado por mi lente de 300 mm) haciendo una serie de nueve horquillados de 0.7 pasos, que van desde exposiciones de 1/3200 a 1/80 de segundo, que resultaron ser casi un golpe para la corona y prominencias como debería poder ver en las imágenes adjuntas.


Brillo relativo de la corona solar - Astronomía

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Imágenes del eclipse solar total de febrero de 1980 (arriba) y marzo de 1988 (abajo) tomadas de sitios ubicados en India (1980) y Filipinas (1988) por expediciones del Observatorio de Gran Altitud de Boulder, Colorado. Tenga en cuenta que la imagen de 1980, tomada cerca del máximo del ciclo de actividad solar muestra muchas serpentinas ubicadas en todos los azimuts alrededor del disco oculto del Sol. Tomada más tarde en el ciclo, aproximadamente un año después de la mínimo, la imagen de 1988 muestra varios grandes (en forma de botella) serpentinas de casco que están restringidas a latitudes entre N45 y S45. Las serpentinas del casco, que son estructuras densas a gran escala, han medido la vida útil de menos de una a más de varias rotaciones solares.

Se utilizó un telescopio especial, conocido como Cámara Coronal de Luz Blanca, para ambas observaciones. La mitad del diámetro de la imagen central oscura de la luna es igual a una distancia de un radio solar.

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A lo largo de la mayor parte de la historia, la investigación coronal ha estado dominada por el simple hecho de que la observación solo fue posible durante la circunstancia astronómica especial de un eclipse solar total. Hay entre dos y cinco eclipses solares cada año, pero muchos ocurren sobre los océanos y no se documentan fácilmente. Algunos no son totales, son solo parciales o anulares, y cada dos o tres años se presenta una buena oportunidad para la observación de eclipses. Los eclipses solares también son breves, la duración promedio de la totalidad es de solo dos o tres minutos, lo que limita los esfuerzos para estudiar la evolución de la corona a los siguientes cambios en la corona de una observación de eclipse a otra.

Hay una serie de escalas de tiempo naturales que operan en el Sol. El Sol gira sobre su propio eje una vez cada 27 días (visto desde la Tierra), y el período de variación magnética que se detecta con mayor frecuencia usando manchas solares es una fluctuación de 11 años. Otros tipos de cambios en la estructura de la corona tienen lugar en una variedad de escalas de tiempo que van desde minutos hasta una fracción de día. Por lo tanto, el progreso en la investigación de la corona solar fue impulsado por la disponibilidad para investigar los cambios de la corona solar siguiendo observaciones terrestres de una serie de eclipses solares totales. La corona de luz blanca que se ve en el momento de un eclipse total es el resultado de la dispersión de la luz solar por los electrones en la corona.

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Una combinación de dos imágenes coronales, una tomada desde el suelo y otra desde el espacio. La imagen central fue hecha en rayos X suaves por un instrumento en el Yohkoh ("Sunbeam") satélite (Japón) muestra el plasma muy caliente en estructuras magnéticas principalmente cerradas en la corona inferior dominada magnéticamente. La imagen azul-blanca se hizo al mismo tiempo con un coronógrafo de luz blanca (dispersión de electrones) con base en Mauna Loa, Hawaii, y operado por el Observatorio de Gran Altitud de Boulder, Colorado. En este caso, las estructuras de campo magnético relativamente débiles a gran escala de la corona solar se ven extendiéndose hacia arriba en aproximadamente un radio solar de altitud. En la década de 1930, un astrónomo francés, Bernard Lyot, resolvió el problema técnico de crear un eclipse de Sol artificial dentro de un sistema de telescopio, y desde entonces ha sido posible ver la corona solar de forma regular. Incluso con este desarrollo, existen limitaciones prácticas para la observación desde tierra de la corona solar impuesta por la dispersión de la luz tanto por el polvo como por las moléculas en la atmósfera terrestre, ya que el brillo de la corona de luz blanca varía de una millonésima a una mil millonésima parte de el brillo del disco solar central. El coronógrafo voló en el 1973 Skylab La misión resolvió este problema observando desde una ubicación en el Monte del Telescopio Apolo, un grupo de instrumentos utilizados para ver la atmósfera solar desde esta primera versión de una estación espacial. Mediante el uso de un coronógrafo en el espacio, fue posible realizar observaciones similares a un eclipse con la frecuencia que se deseaba durante un período prolongado de tiempo. En el caso de Skylab, la misión duró casi nueve meses, unas nueve rotaciones solares, pero sólo una quinceava parte de la duración del ciclo de variabilidad magnética solar. La Misión Solar Máxima La nave espacial, lanzada en 1980 y operada hasta 1989, representó un refinamiento adicional del uso de un coronógrafo en una plataforma de observatorio satelital para la investigación de la naturaleza de la corona solar, ya que fue posible acumular miles de imágenes de la corona solar sobre esta. período de nueve años. Haga clic en la imagen para ver un GIF a tamaño completo

La corona solar inferior como se ve en rayos X suaves el 25 de febrero de 1993. Las regiones brillantes de esta imagen indican la complejidad magnética que se encuentra en la corona sobre las manchas solares y las regiones activas. La base de la estructura de una serpentina de casco se ve en la parte inferior derecha, y el carril oscuro en la parte central inferior del disco es un agujero coronal estructura. Los agujeros coronales son características a gran escala de densidad reducida (y por lo tanto son oscuros en las imágenes de rayos X suaves, ya que la intensidad de los rayos X suaves es proporcional al cuadrado de la densidad de electrones en la región emisora) y se identifican como campos magnéticos abiertos. regiones que son fuentes de corrientes de partículas solares a alta velocidad (electrones, protones e iones). Mediante el uso de una combinación de observaciones de eclipses y coronógrafos, ha surgido una imagen de la corona solar que sugiere que la corona solar es un lugar donde existen condiciones y procesos físicos únicos. La espectroscopia de la corona sugiere que, mediante algún mecanismo que no se comprende completamente, el Sol tiene la capacidad de crear material de muy alta temperatura en la corona. Las características de radiación de uno a dos millones de grados se observan regularmente con instrumentos coronógrafos. Las imágenes de la corona obtenidas de satélites en órbita terrestre baja en la región de rayos X suaves del espectro demuestran una corona altamente estructurada donde, además de las fuerzas de presión y gravedad, los campos magnéticos juegan un papel en la determinación de la atmósfera exterior del Sol. Ocasionalmente, las observaciones de las regiones de destellos en la corona demuestran radiación que se interpreta que se origina a temperaturas muy altas entre 10 y 40 millones de grados C.Estas situaciones surgen en áreas donde los campos magnéticos coronales son relativamente fuertes y se cree que el Sol tiene un mecanismo efectivo. para convertir la energía del campo magnético en energía térmica. La investigación actual indica que en regiones de intensidad de campo magnético relativamente alta en la corona solar, correspondientes a estructuras de tamaño de pequeña escala (unas pocas centésimas de radio solar de longitud), algunos de los procesos radiativos más energéticos se originan en estos procesos de radiación de pequeña escala, alta regiones de campo magnético de la corona. Haga clic en la imagen para ver un GIF a tamaño completo

Un evento de eyección de masa coronal (CME) en curso. Estas dos imágenes fueron tomadas con el coronógrafo volado en la nave espacial de la misión Solar Maximum y demuestran la escala y velocidad de un evento CME. La imagen del disco oculto tiene aproximadamente 1,8 radios solares de diámetro y las imágenes se toman con unos minutos de diferencia. La gran estructura CME en forma de bucle tiene aproximadamente el tamaño del Sol en la segunda imagen, y las velocidades estimadas para este tipo de evento oscilan entre varios cientos y mil kilómetros por segundo (más de un millón de millas por hora), una velocidad eso llevaría a un viajero espacial de la Tierra a la Luna en veinte minutos. En contraste con las erupciones solares, que ocurren en estructuras a pequeña escala con una fuerza de campo magnético relativamente alta, hay un segundo tipo de fenómeno energético detectado en la corona solar. Estos son los grandes eventos de eyección de masa que se descubrieron y estudiaron por primera vez en detalle a principios de la década de 1970 con datos recopilados con el Skylab y OSO-7 coronógrafos, se acumuló un conjunto de datos mucho mayor con el último P78-1 y Misión Solar Máxima instrumentos. Evidentemente, algunas de las estructuras de mayor escala de la corona, que están gobernadas por campos magnéticos débiles a gran escala, se vuelven inestables y ocasionalmente se descargan grandes cantidades de masa de la atmósfera solar hacia la heliosfera. Los detectores de partículas que se encuentran en los satélites de investigación que operan entre Venus y Júpiter han confirmado que estas eyecciones se detectan lejos del Sol y, en ocasiones, deben impactar la Tierra. En el momento de pico de actividad magnética solar cerca del máximo en el ciclo de las manchas solares, hay dos o tres eventos de este tipo por día. Cerca del mínimo del ciclo de actividad magnética, esta tasa cae a aproximadamente uno o dos eventos de eyección de masa cada diez días. Las escalas de tamaño de tales eventos se consideran típicamente como una gran fracción de un radio solar, y la velocidad de eyección promedia un valor de aproximadamente 400 km / s. La detección, el análisis, los mecanismos físicos y las consecuencias de las eyecciones de masa coronal sigue siendo un tema de investigación científica concentrada en este momento. Haga clic en la imagen para ver un GIF a tamaño completo

Compuesto de un coronógrafo terrestre SPARTAN 201 y Yohkoh Imagen de rayos X suave obtenida durante el primer vuelo del sistema SPARTAN 201. Imágenes como esta se han utilizado para:

    construir modelos de la distribución de temperatura y densidad para las estructuras a gran escala de la corona solar de luz blanca,

Tres fuerzas están activas en la corona solar en la base de la heliosfera, estas son la presión del gas y las fuerzas de gravedad similares a las experimentadas por los humanos cerca de la superficie de la tierra, y una tercera fuerza producida por los campos magnéticos solares. Como consecuencia de estas fuerzas, un flujo continuo de material es expulsado del Sol y sopla hacia afuera a través de la heliosfera: el viento solar de partículas cargadas.

Dentro de unos pocos radios solares de la superficie visible del Sol, se cree que las fuerzas magnéticas son la causa de la estructuración observada en los momentos del eclipse solar total, como las serpentinas de cascos y los agujeros coronales. Ahora se sabe que los agujeros coronales son regiones donde la densidad de la corona se reduce considerablemente, lo que hace que aparezca una región relativamente oscura en las imágenes de rayos X suaves y EUV (ultravioleta extrema). Durante gran parte del ciclo de actividad magnética hay agujeros coronales polares semipermanentes, y se sabe desde la era Skylab que las estructuras de agujeros coronales que se ven en la corona solar están asociadas con la detección de corrientes de viento solar de alta velocidad que barren la tierra. . Los mecanismos físicos para la aceleración del viento solar y las condiciones del espacio interplanetario, que evolucionan lentamente al paso del cambio de la variación periódica del campo magnético del Sol, también son objeto de gran interés para la comunidad internacional de investigadores. Texto proporcionado por el Dr. Richard R. Fisher, Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA Este es el acceso a esta página desde el 10 de julio de 1995. Regrese a la página de inicio de SPARTAN 201.


Eyección de masa coronal (CME)

Una eyección de masa coronal (CME) es un estallido explosivo de plasma de viento solar procedente del sol. La explosión de una CME generalmente transporta aproximadamente mil millones de toneladas de material hacia afuera desde el Sol a velocidades del orden de cientos de kilómetros por segundo. Una CME contiene radiación de partículas (principalmente protones y electrones) y potentes campos magnéticos. Estas explosiones se originan en regiones magnéticamente perturbadas de la corona, la atmósfera superior del Sol, de ahí el nombre.

La mayoría de las CME se forman sobre regiones magnéticamente activas en la "superficie" del Sol en las proximidades de las manchas solares. Las CME a menudo se asocian con erupciones solares, otro tipo de "tormenta solar" explosiva. Sin embargo, las CME y las erupciones solares no siempre van juntas, y los científicos no están completamente seguros de cómo se relacionan los dos fenómenos. Las CME son mucho más comunes durante la fase de "máximo solar" del ciclo de las manchas solares, cuando las manchas solares y las perturbaciones magnéticas en el Sol son abundantes.

Las CME viajan hacia afuera a través del Sistema Solar. Algunos se dirigen hacia la Tierra, aunque muchos otros extrañan nuestro planeta por completo. Las tormentas de radiación que forman parte de las CME pueden ser peligrosas para las naves espaciales y los astronautas. Si una CME fuerte choca con la magnetosfera de la Tierra, la perturbación puede desencadenar una serie de eventos que envían una explosión de radiación de partículas a la atmósfera superior de la Tierra. A medida que la radiación choca contra las moléculas de gas en la atmósfera de la Tierra, las hace brillar. creando los magníficos espectáculos de luces de las auroras (la aurora boreal y la aurora boreal).


Brillo en radioastronomía

donde I & nu = intensidad específica [W m -2 Hz -1 sr -1],
T b = temperatura de brillo [K],
T = temperatura física [K],
& nu = frecuencia [Hz],
c = la velocidad de la luz = 2.998 y multiplicado por 10 8 m s -1,
k = constante de Boltzmann = 1.381 y multiplicado por 10-23 J K -1,
y h = constante de Planck = 6,626 y multiplicado por 10-34 J s.

S & nu = 2 & nu 2 k T by Omega / c 2 (h & nu k T),

donde el ángulo sólido efectivo de un haz gaussiano elíptico es

¿Cuánto cuesta un Jansky?

Las estaciones de radiodifusión de FM en los Estados Unidos generalmente tienen 100 kilovatios de potencia radiada efectiva (ERP), que incluye factores de ganancia del diseño de la antena de transmisión (la mayor parte de la radiación sale horizontalmente pero se distribuye por igual en azimut, con una ganancia típicamente de 5 a 10 veces la de un radiador isotrópico, por lo que la potencia radiada isotrópica equivalente real es de sólo 10-20 kW). Estas estaciones tienen un alcance habitual de 50 millas = 80 km. La potencia de transmisión se reducirá mediante alguna forma de ley del cuadrado inverso, aunque no es isótropa. Para simplificar, ignoremos cualquier efecto de propagación y supongamos que la densidad de potencia de llegada (APD) viene dada por un patrón isotrópico modificado por la ganancia, con el receptor en la dirección de la ganancia máxima. En este caso,

donde d = la distancia del transmisor al receptor. El ancho de banda (BW) asignado a 1 estación de FM es de 200 kHz. Supongamos que la intensidad de la señal es uniforme en este ancho de banda. Para los parámetros anteriores, la densidad de flujo en un receptor a 80 km de la estación, cerca del borde de su rango efectivo, en la ruta de ganancia óptima será:

S & nu = APD / BW
= ERP / (4 & pi d 2 BW)
= 10 5 W / [4 y veces 3,14 y veces (8 y veces 10 4 m) 2 y veces (2 y veces 10 5 Hz)]
= 6,2 y tiempos 10-12 W m -2 Hz -1
= 6.2 y tiempos 10 14 Jy

donde 1 Jy = 10-26 W m -2 Hz -1 como se indicó anteriormente.

A modo de comparación, la mayoría de las fuentes de radioastronomía tienen intensidades de señal de unos pocos Jy o menos. El Sol, que es la fuente celeste más brillante en la mayoría de las frecuencias, tiene una densidad de flujo de aproximadamente 10 6 - 10 8 Jy a 1 GHz, dependiendo de si hay actividad en la superficie (llamaradas, etc.) o no. El remanente de supernova más brillante, Cassiopeia A, tiene aproximadamente 3000 Jy a 1 GHz, pero la friolera de 20,000 Jy a 100 MHz (la banda de transmisión de FM), porque es una fuente altamente no térmica (sincrotrón), al igual que la actividad solar en estas frecuencias (Cas A es intrínsecamente mucho más brillante que el Sol, pero parece más débil porque está mucho más lejos). Las fuentes más débiles de 1,4 GHz en estudios de radio recientes a gran escala como el NRAO-VLA Sky Survey son unos pocos mili-janskys. Las encuestas más nuevas y más profundas, como el proyecto Mapa evolutivo del universo, se dirigen a fuentes en el nivel 50 & muJy (50 micro-janskys), que es aproximadamente 100 veces más débil que el NVSS, o 60 millones de veces más débil que Cas A. Como puede suponer , tales detecciones requieren que no exista una interferencia significativa de estaciones de radiodifusión cercanas.

También es digno de mención que el contraste de brillo entre la interferencia de radiofrecuencia y las fuentes radioastronómicas es mucho mayor que el que existe entre la contaminación lumínica óptica y la mayoría de las fuentes astronómicas ópticas. Los cielos del interior de la ciudad (cuando están despejados) pueden ser hasta 100 veces (5 magnitudes) más brillantes que los cielos nocturnos más oscuros lejos de cualquier fuente de luz artificial, lo que reduce el número de estrellas visibles de miles a docenas. Pero como se indicó anteriormente, una transmisión de radio perdida puede ser fácilmente un millón de veces más brillante que el Sol en longitudes de onda de radio, ¡y un billón de veces más brillante que las fuentes de radio más "ordinarias"! El contraste en el último caso es similar al que existe entre el brillo óptico del Sol y las estrellas de tercera magnitud que llenan muchas de las partes más débiles de constelaciones prominentes en el cielo nocturno. La energía de radio total recolectada de todas las fuentes celestes desde el comienzo de la radioastronomía es menor que la energía cinética de un copo de nieve. Esto no es estrictamente cierto si se incluyen las pocas fuentes más brillantes, pero no es una mala ilustración de la debilidad de las fuentes de radio. Verifique: suponga que 1 copo de nieve tiene una masa de gota de agua = 1/25 gramo = 4e-5 kg ​​y cae a 1 m / s, por lo que KE = (1/2) * (1 m / s) ^ 2 * (4e- 5 kg) = 2e-5 J. Elija: flujo de sol silencioso a 1 GHz = 1 MJy = 1e-20 J s ^ -1 m ^ -2 Hz ^ -1. tiempo = 70 años * 3e + 07 s / año = 2.1e + 09 s área = (30 m) ^ 2

10 ^ 3 m ^ 2 BW = 1 GHz = 10 ^ 9 Hz => E

1e-20 J s ^ -1 m ^ -2 Hz ^ -1 * 2e + 09 s * 1e + 03 m ^ 2 * 1e + 09 Hz = 20 J Cas A es 1/300 de esto, o 0.06 Jy, todavía ¡mucho más que un copo de nieve! De hecho, hay que reducir el flujo a 1 Jy para que coincida con el KE del copo de nieve, y esto es solo para un telescopio de 30 m. Por supuesto, todo esto supone una observación continua de estas fuentes brillantes, lo que no es realista, al menos para platos grandes, que pasarán la mayor parte de su tiempo en fuentes débiles. Si Cas A se observa solo, digamos, 1e-4 de las veces (

53 min / año), entonces su energía recolectada sería 6e-6 Jy, o

1/3 de copo de nieve. Lo más probable es que este sea un límite superior, pocos telescopios observarán Cas A con tanta frecuencia (se utilizan otras fuentes más débiles para los estándares de calibración). Una comparación alternativa (http://www.astronomytoday.com/astronomy/radioastro2.html) es la energía requerida para * derretir * un copo de nieve. La entalpía (calor latente) de fusión de H2O es 333.55 J / g, que para un copo de nieve de 0.04 g sería 13.34 J, ¡aproximadamente 6.7e + 05 veces la energía cinética! Esto es casi tanta energía solar como la que recolectaría un plato de 30 m en 70 años, y cientos de veces lo que se recolectaría de Cas A. Por lo tanto, si se excluye la radiación solar, este límite parece correcto cuando se aplica a todos los radiotelescopios en el mundo. --->

Primero, la mayoría de las transmisiones de FM son isotrópicas en azimut, solo en elevación no lo son. Las antenas de transmisión de FM y TV tienen una ganancia que produce un patrón de radiación muy plano, por lo que la mayor parte de la energía sale horizontalmente.

En segundo lugar, cuando combine una señal de canal principal monoaural (L + R) con una señal estéreo multiplexada (LR) encima, y ​​luego agregue transmisiones de subportadora SCA (por ejemplo, música de ascensor para tiendas minoristas) , es posible que esté modulando con una señal de audio que supere los 50 kHz. Además, la modulación de frecuencia produce bandas laterales extensas, por lo que la modulación de frecuencia realmente llena el ancho de banda de 200 kHz asignado a las emisoras de FM comerciales. Una buena aproximación al ancho de banda de FM es la regla de Carson, que estoy seguro de que puede encontrar en una búsqueda en Internet.

En tercer lugar, mi experiencia es que, a menos que tenga una antena receptora direccional en una torre muy alta, sería inusual recibir transmisiones de FM o TV a distancias de más de 50 millas. --->

¿Qué tan "caliente" es el cielo?

En radiofrecuencias, los principales tipos de radiación son:

Entonces, el grado de "calor" que aparece en el cielo varía y, a bajas frecuencias, no tiene nada que ver con la temperatura real, excepto en casos especiales como el CMB. Por debajo de unos pocos cientos de MHz, la temperatura de brillo del cielo es realmente muy cálida, pero por encima de un GHz más o menos, donde se puede ver el CMB, el cielo es realmente "frío" para los estándares humanos, mucho más frío que el suelo de hecho. , o cualquier persona que se ponga delante de un radiotelescopio.


Brillo relativo de la corona solar - Astronomía

Eyecciones de masa coronal

Las eyecciones de masa coronal (o CME) son enormes burbujas de gas con líneas de campo magnético que son expulsadas del Sol en el transcurso de varias horas. Aunque la corona del Sol se ha observado durante los eclipses totales del Sol durante miles de años, la existencia de eyecciones de masa coronal no se reconoció hasta la era espacial. La evidencia más temprana de estos eventos dinámicos provino de observaciones hechas con un coronógrafo en el 7º Observatorio Solar Orbital (OSO 7) de 1971 a 1973. Un coronógrafo produce un eclipse de Sol artificial colocando un "disco de escultura" sobre la imagen del Sol. Durante un eclipse natural de Sol, la corona solo es visible durante unos minutos como máximo, un período de tiempo demasiado corto para notar cualquier cambio en las características coronales. Con los coronógrafos terrestres, solo la corona más interna es visible por encima del brillo del cielo. Desde el espacio, la corona es visible a grandes distancias del Sol y se puede ver de forma continua. La secuencia animada de imágenes en la parte superior de esta página se obtuvo con el coronógrafo del Observatorio de Gran Altitud en la Misión Máximo Solar en abril de 1980.


Echa un vistazo al primer mapa del campo magnético de la corona solar.

Las franjas coloreadas de esta imagen muestran la fuerza del campo magnético de la corona, de menor intensidad (azul) a mayor (amarillo). La fuerza de todo el campo es solo una fracción de la de un imán de refrigerador. La imagen del sol en el medio fue tomada por el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA.

Z H. Yang et al /Ciencias 2020

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La tenue atmósfera superior del sol, llamada corona, es una jungla en constante cambio de plasma chisporroteante. Pero mapear la fuerza de los campos magnéticos que controlan en gran medida ese comportamiento ha resultado difícil de alcanzar. Los campos son débiles y el brillo del sol eclipsa su corona.

Ahora, sin embargo, las observaciones tomadas con un instrumento especializado llamado coronógrafo para bloquear el disco brillante del sol han permitido a los físicos solares medir la velocidad y la intensidad de las ondas que ondulan a través del plasma coronal (SN: 19/03/09). “Esta es la primera vez que mapeamos el campo magnético coronal a gran escala”, dice Steven Tomczyk, físico solar del Observatorio de Gran Altitud en Boulder, Colorado, quien diseñó el coronógrafo.

En 2017, Tomczyk había formado parte de un equipo que aprovechó un eclipse solar total que atravesaba América del Norte para tomar medidas del campo magnético de la corona (SN: 16/8/17). Caminó hasta la cima de una montaña en Wyoming con una cámara especial para tomar fotografías polarizadas de la corona justo cuando la luna bloqueaba el sol. (Estuve allí con ellos, informando sobre los esfuerzos del equipo para ayudar a explicar por qué la corona es mucho más caliente que la superficie del sol (SN: 21/8/17).) El equipo observó una pequeña porción de la corona para probar si una longitud de onda de luz en particular podría llevar firmas del campo magnético de la corona. Puede (SN: 21/8/18).

Pero son las observaciones del coronógrafo, realizadas en 2016, las que permitieron a los investigadores observar toda la corona a la vez. Los teóricos habían demostrado hace décadas que las velocidades de las ondas coronales pueden usarse para inferir la fuerza del campo magnético. Estas ondas también podrían ayudar a transportar el calor de la superficie del sol a la corona (SN: 14/11/19). Pero nadie los había medido antes en toda la corona.

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La fuerza del campo magnético de la corona es principalmente de entre 1 y 4 gauss, unas pocas veces la fuerza del campo magnético de la Tierra en la superficie del planeta, informan los investigadores en el 7 de agosto. Ciencias.

Hacer un mapa es un gran paso, dice el equipo. Pero lo que a los físicos solares realmente les gustaría hacer es rastrear el campo magnético de la corona de forma continua, al menos una vez al día.

"El campo magnético solar está evolucionando todo el tiempo", dice el físico solar Zihao Yang de la Universidad de Pekín en Beijing. A veces, el sol libera energía magnética de forma explosiva, enviando ráfagas de plasma que pueden dispararse al espacio (SN: 7/3/19). Esas eyecciones pueden causar estragos en satélites o redes eléctricas cuando golpean la Tierra. Monitorear continuamente el magnetismo coronal puede ayudar a predecir esos estallidos. “Nuestro trabajo demostró que podemos usar esta técnica para mapear la distribución global del campo magnético coronal, pero solo mostramos un mapa de un único conjunto de datos”, dice Yang.

Medir la fuerza del campo magnético de la corona es "un gran problema", dice la física solar Jenna Samra del Observatorio Astrofísico Smithsonian en Cambridge, Massachusetts. "Hacer mapas globales de la fuerza del campo magnético coronal ... es lo que nos permitirá eventualmente obtener mejores predicciones de los fenómenos meteorológicos espaciales ”, afirma. "Este es un paso realmente bueno en esa dirección".

Tomczyk y sus colegas están trabajando en una versión mejorada del coronógrafo, llamado COSMO, para Coronal Solar Magnetism Observatory, que usaría la misma técnica repetidamente con el objetivo final de predecir el comportamiento del sol.

"Es un hito hacerlo", dice Tomczyk. "El objetivo es hacerlo con regularidad, hacerlo todo el tiempo".

Preguntas o comentarios en este articulo? Envíenos un correo electrónico a [email protected]

Una versión de este artículo aparece en la edición del 26 de septiembre de 2020 de Noticias de ciencia.

Citas

Z. Yang y col. Mapas globales del campo magnético en la corona solar. Ciencias. Vol. 369, 7 de agosto de 2020, pág. 694. doi: 10.112 / science.abb4462.

Sobre Lisa Grossman

Lisa Grossman es la escritora de astronomía. Tiene una licenciatura en astronomía de la Universidad de Cornell y un certificado de posgrado en redacción científica de la Universidad de California, Santa Cruz. Vive cerca de Boston.


¿Misterio de la corona del sol resuelto? Son nanoflares, dicen los científicos

Uno de los mayores misterios de cómo se comportan las estrellas ha estado en nuestro propio patio trasero: la corona del sol. Los científicos se han preguntado durante mucho tiempo qué calienta esta delgada y etérea capa de partículas a aproximadamente 300 veces la temperatura de la superficie del sol.

Ahora, después de combinar la evidencia de un cohete sonoro y un telescopio de búsqueda de agujeros negros y modelado por computadora, los investigadores dicen que han encontrado la causa: nanoflares.

"Tenemos por primera vez una prueba directa de que las nanoflares existen y calientan la corona", dijo Jim Klimchuk, científico solar del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. "Esta prueba toma la forma de plasma supercaliente ... es un verdadero avance . "

Los hallazgos, descritos en la primera reunión de la Cumbre Trienal Tierra-Sol que se está llevando a cabo en Indianápolis, pueden ayudar a resolver el misterio de décadas de qué impulsa la corona y ayudar a los científicos a predecir mejor los efectos del clima espacial en la Tierra.

La corona solar, la atmósfera exterior del sol, es tan increíblemente débil que solo se puede ver a simple vista durante un eclipse solar, cuando la luna bloquea completamente el cuerpo brillante del sol, dejando solo el brillo fantasmal de la corona.

Mientras que la superficie del sol está alrededor de los 10,340 grados Fahrenheit, la corona, que se extiende muy por encima de la superficie del sol y en el espacio, temperaturas deportivas de alrededor de 4 millones de grados, e incluso pueden llegar a los 18 millones de grados en algunos lugares. Los científicos se han quedado perplejos cuando se trata de explicar cómo esta delgada capa de gas tan lejos del núcleo ardiente del sol puede sobrecalentarse a tales extremos.

Los investigadores han sospechado durante mucho tiempo que existen nanoflares y podrían explicar la misteriosa fuente de calor de la corona, pero no han podido probarlo. Las nanoflares, llamadas así porque tienen una mil millonésima parte del tamaño de las erupciones solares típicas, siguen siendo poderosas y contienen la energía equivalente a una bomba de hidrógeno de 10 megatones. Si bien son pequeños para los estándares del sol, hay tantos (millones que salen cada segundo en la superficie del sol) que tienen el potencial de calentar la corona a sus increíbles temperaturas.

El problema para los investigadores es que las nanoflares son tan pequeñas y breves que es difícil distinguirlas del abrumador brillo del sol. Pero ahora, los investigadores que trabajan en diferentes líneas de investigación dicen que han encontrado pruebas sólidas de que existen nanoflares.

Para ver mejor el sol, los científicos volaron un cohete sonda equipado con un instrumento llamado Espectrógrafo de Incidencia Normal Ultravioleta Extrema durante 15 minutos, buscando signos de gas sobrecalentado (alrededor de 18 millones de grados Fahrenheit). Usando este instrumento, el científico principal Adrian Daw, un científico solar en Goddard, pudo encontrar esos trozos de gas, que los científicos dicen que son calentados a esas temperaturas extremas por las nanoflares.

"Esa emisión de plasma supercaliente que estamos viendo allí es la pistola humeante de las nanoflares", dijo Daw.

Los científicos también utilizaron el telescopio NuSTAR de la NASA para buscar evidencia de nanoflares. NuSTAR se usa para estudiar los rayos X provenientes de los agujeros negros, entre otros fenómenos de alta energía, pero también se puede usar para estudiar las emisiones de rayos X provenientes de regiones del sol donde no se pudieron detectar llamaradas de tamaño normal. Estas regiones estaban llenas de energía de rayos X, una señal de que las nanoflares estaban funcionando, dijo Iain Hannah, astrofísico de la Universidad de Glasgow en Escocia, en una conferencia de prensa en Indianápolis.

Los científicos creen que estas nanoflares son causadas por la torsión y ruptura de las líneas del campo magnético alrededor del sol, dijo Klimchuk, aunque pasará un tiempo antes de que puedan sondear exactamente cómo funcionan las nanoflares.

Rastrear cómo las nanoflares podrían contribuir al clima espacial que llega a la Tierra es muy importante, agregó, porque dicha radiación solar puede interrumpir la tecnología terrestre, incluidos los sistemas de guía de armas, los sistemas de navegación y cualquier cosa que involucre transmisiones de radio.

“Necesitamos comprender cómo se crean estos plasmas calientes y cómo producen estos rayos X y radiación ultravioleta para poder comprender mejor y prepararnos para sus efectos aquí en la Tierra”, dijo Klimchuk.

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Eclipse data illuminate mysteries of Sun's corona

Researchers at the University of Hawaiʻi Institute for Astronomy (IfA) have been hard at work studying the solar corona, the outermost atmosphere of the sun that expands into interplanetary space. The properties of the solar corona are a consequence of the Sun's complex magnetic field, which is produced in the solar interior and extends outward into space.

IfA graduate student Benjamin Boe conducted a new study that used total solar eclipse observations to measure the shape of the coronal magnetic field with higher spatial resolution and over a larger area than ever before. The results were published in the Diario astrofísico on June 3.

The corona is most easily seen during a total solar eclipse -- when the moon is directly between the Earth and Sun, blocking sunlight. Significant technological advances in recent decades have shifted a majority of analysis to space-based observations at wavelengths of light not accessible from the ground, or to large ground-based telescopes such as the Daniel K. Inouye Solar Telescope on Maui. Despite these advances, some aspects of the corona can only be studied during total solar eclipses.

Boe was advised by UH Mānoa Astronomy Professor Shadia Habbal, a coronal research expert. Habbal has led a group of eclipse chasers, the Solar Wind Sherpas making scientific observations during solar eclipses for more than 20 years. These observations have led to breakthroughs in unveiling some of the secrets of the physical processes defining the corona.

"The corona has been observed with total solar eclipses for well over a century, but never before had eclipse images been used to quantify its magnetic field structure," explained Boe. "I knew it would be possible to extract a lot more information by applying modern image processing techniques to solar eclipse data."

Boe traced the pattern of the distribution of magnetic field lines in the corona, using an automatic tracing method applied to images of the corona taken during 14 eclipses the past two decades. This data provided the chance to study changes in the corona over two 11-year magnetic cycles of the Sun.

Boe found that there were very fine-scale structures throughout the corona. Higher resolution images showed smaller-scale structures, implying that the corona is even more structured than what was previously reported. To quantify these changes, Boe measured the magnetic field angle relative to the Sun's surface.

During periods of minimum solar activity, the corona's field emanated almost straight out of the Sun near the equator and poles, while it came out at a variety of angles at mid-latitudes. During periods of maximum, the coronal magnetic field was far less organized and more radial.

"We knew there would be changes over the solar cycle but we never expected how extended and structured the coronal field would be," Boe explained. "Future models will have to explain these features in order to fully understand the coronal magnetic field."

These results challenge the current assumptions used in coronal modeling, which often assume that the coronal magnetic field is radial beyond 2.5 solar radii. Instead, this work found that the coronal field was often non-radial to at least 4 solar radii.

This work has further implications in other areas of solar research -- including the formation of the solar wind, which impacts the Earth's magnetic field and can have effects on the ground, such as power outages.

"These results are of particular interest for solar wind formation. It indicates that the leading ideas for how to model the formation of the solar wind are not complete, and so our ability to predict and defend against space weather can be improved," Boe said.

Boe is already planning to be part of his team's next eclipse expeditions. The next one is slated for South America in December 2020.


Eclipses de sol

Los tamaños aparentes o angulares tanto del Sol como de la Luna varían ligeramente de vez en cuando a medida que varían sus distancias a la Tierra. (Figure (PageIndex<1>) shows the distance of the observer varying at points A&ndashD, but the idea is the same.) Much of the time, the Moon looks slightly smaller than the Sun and cannot cover it completely, even if the two are perfectly aligned. In this type of &ldquoannular eclipse,&rdquo there is a ring of light around the dark sphere of the Moon.

Sin embargo, si ocurre un eclipse de Sol cuando la Luna está algo más cerca que su distancia promedio, la Luna puede ocultar completamente al Sol, produciendo un total Eclipse solar. Another way to say it is that a total eclipse of the Sun occurs at those times when the umbra of the Moon&rsquos shadow reaches the surface of Earth.

The geometry of a total solar eclipse is illustrated in Figure (PageIndex<2>). If the Sun and Moon are properly aligned, then the Moon&rsquos darkest shadow intersects the ground at a small point on Earth&rsquos surface. Anyone on Earth within the small area covered by the tip of the Moon&rsquos shadow will, for a few minutes, be unable to see the Sun and will witness a total eclipse. At the same time, observers on a larger area of Earth&rsquos surface who are in the penumbra will see only a part of the Sun eclipsed by the Moon: we call this a parcial Eclipse solar.

Between Earth&rsquos rotation and the motion of the Moon in its orbit, the tip of the Moon&rsquos shadow sweeps eastward at about 1500 kilometers per hour along a thin band across the surface of Earth. La zona delgada a través de la Tierra dentro de la cual es visible un eclipse solar total (si el clima lo permite) se llama trayectoria del eclipse. Dentro de una región de unos 3000 kilómetros a cada lado de la trayectoria del eclipse, es visible un eclipse solar parcial. It does not take long for the Moon&rsquos shadow to sweep past a given point on Earth. La duración de la totalidad puede ser solo un breve instante, nunca puede exceder los 7 minutos.

Figure (PageIndex<2>) Geometry of a Total Solar Eclipse. Note that our diagram is not to scale. The Moon blocks the Sun during new moon phase as seen from some parts of Earth and casts a shadow on our planet.

Debido a que un eclipse total de sol es tan espectacular, vale la pena intentar ver uno si puedes. There are some people whose hobby is &ldquoeclipse chasing&rdquo and who brag about how many they have seen in their lifetimes. Because much of Earth&rsquos surface is water, eclipse chasing can involve lengthy boat trips (and often requires air travel as well). Como resultado, la persecución de eclipses rara vez está dentro del presupuesto de un estudiante universitario típico. Sin embargo, en el Apéndice H se proporciona una lista de eclipses futuros para su referencia, en caso de que se haga rico temprano. (Y, como puede ver en el Apéndice, habrá eclipses totales visibles en los Estados Unidos en 2017 y 2024, a los que incluso los estudiantes universitarios pueden pagar el viaje).


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This book contains over 200 problems spanning over 70 specific topic areas covered in a typical Algebra II course. The content areas have been extracted from the McDougal-Littell Algebra II textbook according to the sequence used therein. A selection of application problems featuring astronomy, earth science and space exploration were then designed to support each specific topic, often with more than one example in a specific category.


Scientists Take Temperatures of Sun's Corona, Yellowstone's Geysers

Harvard's astronomers are looking up in the sky, and for geologists are looking down in the ground. Both are looking for the same thing.

In each department, men are interested in the temperatures of things they can't touch, Professor Donald H. Menzel wants to explain the temperature of the corona, a collar of thin gas around the sun. Professor Louis C. Graton wants to find the temperature of geyser holes.

Menzel, whose thermometers must reach 93,000,000 miles, seems to have the tougher job. The temperature of the sun is 6000 Centigrade, but the temperature of the corona, which the naked eye can see only during total eclipses, appears to be 1,000,000. That's what Menzel is trying to explain, but it's only one of his worries.

The Sun Edits a Telegram

His chief problem is how the sun affects the early--why radios go on the blink when sunspots are heavy, for instance, and why a big tongue of fire on the sun will change the words on a telegram.

To solve all this, Menzel directs a cone-roofed observatory in Colorado, and a new station in New Mexico, close to the site of the first atom bomb. The observatories are equipped with spectrohelioscopes-- astronomical X-ray machines that penetrate to the inner layers of the sun--and with coronoscopes, which blot out the sun like an eclipse, so that the other corona can be watched. Menzel went west a few months ago to spend all his time at the solar stations, on the Astronomy Department's biggest project.

Professor Graton also goes west for his work--out to Yellowstone National Park and the geyser country. Last summer he wired up a cable with six electric thermometers, all recording simultaneously on a remote sheet of graph paper. He carried the device all over Yellowstone, and lowered it down the gullet of every geyser he could find.

Graton wanted to see how temperatures changed at various depths as the geyser went off. But once his experimenting brought up more than a handful of pen-line graphs.

It happened last summer, when Graton had dropped his cable into Old Faithful, to study the temperature of the world's most famous geyser. Suddenly his instruments tripped some unknown underground trigger, and Old Faithful-- which had faithfully erupted every 63 minutes since the Indians found it--blew its top 15 minutes too soon. Graton and his party didn't know the geyser was loaded, but they backed out of the way before anyone was hurt.

From the information gathered in Yellowstone, the geologists have prepared a Walt Disneyish movie, caricaturing a geyser and pointing out its temperature shifts. By these methods they hope to solve the mysteries of where the heat and the water comes from.

Graton works in hot ground. His fellow Department member, Professor Kirk Bryan, is an expert in cold ground. Bryan is doing research in the permanently frozen soil of Alaska, which presents problems to men building things like the Alcan highway.

But the best-known projects in the Geology Department are the seismographs of Professor L. Don Leet. Last Month Leet wrote earthquake history by picking up a dynamite explosion in South Holston, Tennessee--the farthest distance a man-made noise has ever been "heard."

The Tennessee Valley Authority had to touch off 681 tons of TNT before Lect's instruments could feel it, though. The blast ripped out one side of a mountain to supply crushed rock for a TVA dam. Present seismographs, says Leet, have never recorded an atom bomb explosion.

Working in an abandoned garage, Leet has developed a new labor-saving seismograph, which frees geologists from darkrooms and sub-cellar laboratories. Old seismographs recorded on photographic plates the new one relays earth tremors to a pen-and-paper graph on Leet's desk.

The Department's last big project is its X-ray lab, where scientists study the insides of crystals, learning how the molecules are put together.

Geologists are studying the shape of some of the smallest things in the Universe and astronomers are studying the shape of one of the largest--the Milky Way galaxy.

Road-Map of the Universe

Professors Bart J. Bok and Harlow Shapley are trying to map this huge disc-shaped "island universe," which includes the earth and every star that the naked eye can see. Both of them are measuring the distance to far-away suns, to determine their relative positions in the galaxy and thus the shape of the galaxy itself.

Bok measures the distance of a star by studying its color, which changes as the light passes through the dust clouds of space. Shapley looks at variable stars, which grow brighter and dimmer with a regular period. This period often depends on the absolute brightness of the star when Shapley knows the absolute brightness and the brightness as seen from the earth, he can easily determine the star's distance.

Professor Armin Deutsch is investigating another kind of variable star, which regularly changes color. Only 20 of them are known, and to astronomers the varying spectrum suggests that millions of tons of calcium are changing into other chemicals. So far Deutsch has not found much--only that these stars are surrounded by strong magnetic fields 5000 times greater than the earth's.

From the biggest astronomical bodies to the smallest--that takes one to the work Professor Fred L. Whipple, who studies the miner bodies of the solar

This is the third in a series of four articles on Harvard's scientists and what they are doing. It covers the Geology and Astronomy Departments. system meters, comets, and dust. A caravan of trucks--"Whipple's Wagon Train"--is now touring the Southwest, snapping pictures of meteors every night to discover their evolution and habits.

From the cosmic dust, Whipple has drawn a theory on the origin of the earth-now probably the ranking theory among astronomers. He hypothesizes that the solar system was once all dust, and that the dust collected to form planets. And what, at first, drove the dust together? Not gravity, says Whipple, and not molecular attraction--but the seemingly insignificant push exerted by light beams, streaming out from the sun

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Ver el vídeo: NASA. Fiery Looping Rain on the Sun (Diciembre 2022).