Revista Sol y Ciencia EDICIÓN 7

Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica Número 7, 2014. Julio—Agosto—Setiembre

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Índice

Se cumplen dos años del tránsito de Venus por delante del Sol (pag. 10) La

contra-reversión

magnética

solar

(pag. 6)

Las sondas Stereo descubren que la corona solar es mas grande de lo que se esperaba

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NOTICIAS: El planeta pesado y los dos planetas condenados

5

Se descubre lo que podría ser el “hermano” del Sol

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La contra-reversión magnética solar

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Una nube de hidrógeno se dirige hacia la Vía Láctea

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La teoría de los planetas ctónicos

10

Se cumplen dos años del tránsito de Venus

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Tránsito de Mercurio visto desde del planeta Marte

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Astrónomos observan la muerte violenta de una estrella

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Las sondas Stereo descubren que la corona solar es mas grande de lo esperado hasta ahora

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Investigando las líneas de alta tensión para estudiar las corrientes de inducción electromagnética

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La colaboración Española en la construcción del E-ELT

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SWARM confirma un debilitamiento del campo magnético

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Se descubre el secreto de la lluvia de plasma solar

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Estrellas como el Sol ayudan a la formación de agua en el universo APRENDE CIENCIA:

(Pag. 14)

La luz del universo (Pag. 32)

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Los magnetares

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El color solar

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Las lentes gravitacionales

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Luz y materia

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Concurso de fotografía solar

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La luz del universo

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El solsticio de verano

34

Conceptos básicos de la meteorología espacial

38 Conceptos básicos de la meteorología espacial (Pag. 34)

EVENTOS, EXPERIMENTOS Y DATOS: GAME celebra el primer International Sun-Day

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Se celebra el primer TAAC en Cataluña

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Experimentos en familia

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Datos de los últimos 108 días

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Noticias—SOL Y CIENCIA

El planeta “pesado” y los dos planetas condenados ¿Te imaginas un mundo que es 17 veces más masivo que la Tierra, pero aún rocoso? ¿O dos planetas que están condenados a ser engullido por su estrella madre en poco tiempo si hablamos en años astronómicos?

Girando alrededor de su estrella cada 45 días está Kepler-10c, que es cerca de 2.3 veces más grande que la Tierra, pero es un peso pesado, es 17 veces más masivo que nuestro planeta. Este planeta fue descubierto por el telescopio espacial Kepler.

Aunque en un principio los astrónomos pensaban Kepler-10c era un"mini-Neptuno", su masa mesurada por el instrumento HARPS-North ubicado en el telescopio nacional Galileo demostró que es un planeta rocoso.

A todo ello se descubrió que este sistema solar tiene una antigüedad de 11 mil millones de años .

Kepler-56b y Kepler-56c, son dos planetas que pueden ser engullidos próximamente si hablamos en terminología astronómica. Estos dos planetas cuyas órbitas están dentro de la distancia equivalente de Mercurio al Sol, se espera que sean absorbidos por la de su estrella en 130 millones de años (Kepler- 56b) y 155 millones de años (Kepler- 56c).

Es la primera vez que dos planetas condenados han sido encontrados en un solo sistema.

Hay dos factores detrás de esto: el tamaño de la estrella se ampliará a medida que envejece (lo cual es típico entre las estrellas) y las fuerzas de marea entre los planetas y su estrella también harán que se frenen en sus órbitas. Curiosamente, otro planeta gigante gaseoso llamado Kepler- 56d se mantendrá a salvo de la mayoría del caos ya que su órbita es equivalente al cinturón de asteroides en nuestro sistema solar. paso de su investigación

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Noticias—SOL Y CIENCIA

Se descubre lo que podría ser el “hermano” del Sol Un equipo de astrónomos de la Universidad de Texas en Austin (EE.UU.) ha identificado al primer «hermano» del Sol, una estrella que casi con toda seguridad nació a partir de la misma nube de polvo y gas que la nuestra hace más de 4.500 millones de años.

El equipo, que publicará su trabajo en junio en la revista The Astrophysical Journal, cree que los métodos utilizados podrán ayudar a otros investigadores a encontrar a otros «hermanos solares», lo que facilitaría la comprensión de dónde se formó nuestro Sol y de cómo nuestro sistema se convirtió en un lugar propicio para la vida.

La nebulosa que generó el Sol también provocó el nacimiento de miles de estrellas que deberían haber sobrevivido, como lo hizo la nuestra. Sin embargo, los científicos han tenido serias dificultades para encontrarlas. ¿Dónde están metidas? ¿A qué punto de la galaxia se han dirigido? El astrónomo Simon Portegies Zwart, de la Universidad de Lieden, en los Países Bajos, estimó en su día que entre 10 y 60 de ellas deberían residir a menos de 330 años luz de la Tierra. A esa distancia, podrían ser visibles con unos prismáticos, pero no había ni rastro.

La misma firma química: Antes de identificarlo, los astrónomos siguieron a 30 posibles candidatos: 23 con el Telescopio Harlan J. Smith del Observatorio McDonald, y los restantes, visibles solo desde el hemisferio sur, con el Telescopio Magallanes del Observatorio Las Campanas en Chile. Todas estas observaciones utilizaron espectroscopia de alta resolución para conocer la composición química de las estrellas.

Además de los análisis químicos, el equipo también recogió información acerca de las órbitas de las estrellas, dónde habían estado y hacia dónde van en su camino alrededor del centro de la Vía Láctea. Tras combinar toda la información disponible, solo un candidato, HD 162826, era consistente. Los investigadores han descartado de planetas gaseosos (llamados Júpiter calientes) giren a su alrededor, pero no descartan que sí puedan hacerlo mundos terrestres más pequeños.

Una vez que muchos más hermanos solares hayan sido identificados, los astrónomos estarán un

paso más cerca de saber dónde y cómo se formó el Sol. «Queremos saber donde nacimos», apunta Ramirez. «Si podemos averiguar en qué parte de la galaxia se formó el Sol, podemos limitar las condiciones en el sistema solar primitivo. Eso podría ayudarnos a entender por qué estamos aquí».

Además, existe la posibilidad «pequeña, pero no cero», de que alrededor de estas estrellas giren planetas que albergan vida. En sus primeros días dentro de su grupo de nacimiento, explica Ramirez, las colisiones podrían haber golpeado pedazos de esos planetas, fragmentos que podrían haber viajado entre los sistemas solares, y tal vez incluso pueden haber sido responsables de traer la vida primitiva a la Tierra. O al revés, los fragmentos de la Tierra podrían haber transportado vida a planetas que orbitan hermanos solares. «Así que se podría argumentar que los hermanos solares son candidatos clave en la búsqueda de vida extraterrestre», asegura el investigador.

El hermano solar identificado por el equipo de Austin está en ese rango de distancia, a 110 años luz en la constelación de Hércules. En efecto, es visible con unos binoculares de baja potencia, no muy lejos de la brillante estrella Vega. Llamado HD 162826, es un 15% más grande que el Sol.

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La contra-reversión magnética solar Cada 11 años, el campo magnético solar se revierte. Es decir, el polo norte pasa a ser polo sur y el polo sur pasa a ser norte. Esto no es nada extraño ni nada fuera de lo normal, cuando se alcanza el punto máximo de cada ciclo solar se produce este tipo de evento.

yendo en positivo ya que es una señal a que puede suceder. Hasta ahora no se había observado en otros ciclos solares pero la reversión de lo que es ahora polaridad norte ha vuelto a revertirse en las últimas semanas a polaridad sur. Dicho de otra forma, ahora tenemos dos polaridades sur.

Esto no produce efectos presenciales, ya que se trata de unos cambios que afectan principalmente a la polaridad de las manchas solares presentes y también a la hoja actual heliosférica. Para explicar la hoja actual heliosférica tenemos que pensar que el sistema solar está dividido en dos partes, una en la cual actúa el campo magnético norte del Sol y otra parte donde actúa el campo magnético sur del Sol. Pues la hoja heliosférica actual es el punto medio donde se realiza este cambio dentro del sistema solar.

Esto creemos que puede estar sucediendo por la falta de fuerza en el campo magnético solar y por lo cual iría relacionado con parte de la investigación que tenemos en curso desde hace unos años sobre el letargo solar. El letargo solar es un periodo en el cual el Sol permanecerá tranquilo con muy poca o casi nula actividad solar.

No suelen cambiar las dos polaridades a la misma vez, de forma simultánea, y este ciclo solar ha sucedido lo mismo. Primero cambio la polaridad norte a sur (en junio del 2012) y la polaridad sur paso a ser norte en (junio del 2013). Con ello se podría hablar de una reversión completa del campo magnético del Sol, pero en ocasiones hay fluctuaciones que hacen que esta reversión no sea del todo fijo (durante unas semanas, las polaridades cambian nuevamente de forma temporal).

Lo importante de ello es una cosa que llevamos unas semanas dándonos cuenta y que influye en nuestra investigación sobre el letargo solar, influ-

Por lo cual resumiendo estaríamos ante una reversión solar incompleta producida por una falta de potencia en el campo magnético solar, y por ello un gran indicio de que se podría producir en próximos años un letargo solar.

En la gráfica que adjuntamos podemos observar lo explicado anteriormente sobre la posible contrareversión del campo magnético norte.

Si observamos los últimos datos, lo que ya había revertido hacia el campo norte (línea marrón) vuelve de nuevo al lado negativo (polo sur) cuando debería de mantenerse en el lado norte. Otro detalle curioso es la fuerza que tienen los anteriores ciclos solares en cuanto fuerza de campo magnético. Lo cual sugiere que este debilitamiento podría ser producido por el próximo letargo solar.

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Más información sobre la investigación realizada por GAME sobre el letargo solar en:

CURIOSIDADES SOBRE NUESTRA ESTRELLA

http://www.meteorologiaespacial.es/letargo_solar_game.pdf

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Una nube de hidrógeno se dirige hacia la Vía Láctea

Una nube de hidrógeno que está rodeada por un manto de “materia oscura” de casi 10.000 años luz de largo, apunta su proa hacia la Vía Láctea dejando expectantes a los astrónomos.

forma de un cometa y aunque está a casi 10.000 años luz, su tamaño es tal que su influencia se ha comenzado a sentir, en tanto lanza gases hacia las afueras de nuestra galaxia.

La “nube de Smith” como ha sido bautizada, viaja a más de 240 quilómetros por segundo. Cuando la nube llegue a nuestra galaxia, interaccionará con múltiples estrellas masivas que terminarán estallando en forma de supernova. Los astrónomos creen que para cuando llegue la nube –si es que los humanos todavía existen- habrá dos escenarios posibles: o todo vuela literalmente en el espacio, o se verá el mayor espectáculo de fuego en el cielo que jamás nadie haya visto en toda la historia del planeta. Si bien el fenómeno llegará a nuestro Sistema Solar, dentro de entre 20 y 40 millones de años, sus bordes exteriores ya comienzan a interactuar con nuestra área galáctica.

La “nube de Smith” es considerada única en su género, lo suficientemente grande y rápida como para incidir en algún futuro sobre nosotros, pero ya “lo suficientemente cerca como para poder estudiarla con la actual tecnología, algo que no fue posible cuando se la descubrió”, detalla el astrónomo Matthew Nichols, del Observatorio Sauverny en Suiza. “La nube es también uno de los más grandes misterios, ya que un objeto como ese, sencillamente, no debería ser capaz de sobrevivir a un viaje a través de la Vía Láctea, aunque todas las evidencias apuntan a que, de hecho, lo hizo y ahora se apresta a hacerlo nuevamente”, detalló en declaraciones sobre su último trabajo en el tema, que anticipa publicar en junio próximo la revista de la Royal Astronomical Society.

La “nube de Smith” ( en homenaje al astrónomo alemán que la descubrió el siglo pasado), tiene la

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La teoría de los planetas ctónicos.

El 10 de abril de 2007, Travis Barman, astrónomo del Observatorio Lowell, demostró que la atmósfera del planeta HD 209458-b contenía vapor de agua cargado de dióxido de carbono y metano. Usando una combinación de medidas observadas por el telescopio Hubble, junto con nuevos modelos teóricos de predicción de órbitas, se dedujo que este exoplaneta orbitaba en torno a su estrella cada tres días y medio, y cada vez que pasa frente a ella, el contenido atmosférico podía analizarse examinando cómo la atmósfera absorbe la luz procedente de la propia estrella a la que orbita.

Después de fotografiar en repetidas ocasiones el tránsito de este planeta, cuando se mostraba de cara hacia nosotros, se detectó un pequeño borrón o nube que parecía ser consecuencia de la pérdida de masa del planeta a través de su atmósfera gaseosa, esto destacó y quedó reflejado en el espectro infrarrojo observable del cuerpo. Dicho planeta es de tipo gaseoso, de unas 0,7 masas el de Júpiter.

Se estima que la proximidad y altas temperaturas hacen evaporar su atmósfera a un ritmo acelerado dejando una pequeña estela tras de sí.

Un planeta ctónico es aquel gaseoso que ha perdido todas las capas de su atmósfera y tan solo pre-

senta su núcleo visible, este sería muy denso, dotado de un campo magnético más fuerte de lo común por la gran cantidad de componentes metálicos que todavía retendría, y su edad sería más bien temprana por los grandes períodos de tiempo que conllevan este proceso.

Todavía está por verificar la existencia de esta teoría, que por otra parte cataloga la naturaleza y evolución de un planeta, solo hay que buscar ejemplos que lo corroboren. En 2011 el telescopio espacial Kepler descubrió dos planetas que orbitan alrededor de la estrella KIC 05807616, a una distancia 5 veces menor que la órbita de Saturno. Se presume que podrían ser antiguos gigantes gaseosos que fueron reducidos a sus núcleos de hierro cuando la estrella se convirtió en una gigante roja.

Por otra parte, aún por confirmar, pero muchos científicos han sugerido que Mercurio podría ser un ejemplo de planeta ctónico si se llegase a demostrar que en algún momento fue gaseoso. Hasta ahora la teoría más aceptada es que el aspecto actual de Mercurio se debe a un choque planetario, pero si hay algo claro, es que en algún momento dentro de muchos años el planeta HD 209458-b pasará a ser un verdadero planeta ctónico.

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Se cumplen dos años del tránsito de Venus por delante del Sol El pasado 6 de junio se celebraba el segundo año del tránsito de Venus por delante del Sol. Durante 8 horas, el planeta cruzo por delante del Sol y dejo imágenes tan bellas como las que tienen en esta página.

Es un fenómeno que no sucede de forma seguida, y no lo volveremos a observar hasta el próximo 11 de diciembre del año 2117.

Los tránsitos de Venus tienen importancia por las mediciones e investigaciones astronómicas que han permitido realizar: históricamente, las primeras estimaciones realistas del tamaño del Sol, y de la distancia entre la Tierra y el Sol mediante el paralaje (1639), y actualmente, nuevas técnicas para la búsqueda de exoplanetas.

La órbita de Venus se encuentra inclinada 3.4º respecto a la órbita de la tierra, por lo que usualmente aparece encima o debajo del sol durante una conjunción inferior. Los tránsitos ocurren cuando Venus alcanza la conjunción con el sol en la cercanía de sus nodos (donde la órbita de Venus corta el plano orbital de la Tierra) y por tanto pasa directamente entre el Sol y la Tierra. Aunque la inclinación de los planos orbitales es de 3.4º, es posible que Venus esté tan separado hasta 9.6º en ciertas conjunciones.

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Tránsito de Mercurio visto desde el planeta Marte El rover Curiosity de la NASA en Marte ha fotografiado al planeta Mercurio pasando por delante del Sol, visible como un oscurecimiento leve que se mueve a través de la cara del Sol. Este es el primer tránsito solar de un planeta observado desde otro planeta que no sea la Tierra, y también la primera imagen de Mercurio vista desde Marte. Mercurio llena sólo una sexta parte de un píxel de esta fotografía, lo que demuestra la gran distancia a la que se encuentra desde Marte. Desde la posición de Curiosity no se puede apreciar bien su forma, pero su posición y trayectoria son las esperadas en base a cálculos orbitales.

"Este es un guiño a la relevancia de los tránsitos planetarios en la historia de la astronomía en la Tierra", dijo Mark Lemmon, mienbro del equipo científico de la Mastcam. "Los tránsitos de Venus se han utilizado en astronomía para medir el tamaño del Sistema Solar, y los tránsitos de Mercurio fueron relevantes para medir el tamaño del Sol".

Las observaciones se realizaron el 3 de Junio de 2014, desde la posición de Curiosity en el interior del cráter Gale de Marte. Además de mostrar el tránsito de Mercurio, la cámara del rover muestra dos manchas solares de aproximadamente el tamaño de la Tierra. Las manchas solares se mueven sólo al ritmo de rotación del Sol, mucho más lento que el movimiento de Mercurio.

Muchos espectadores en la Tierra observaron un tránsito de Venus en Junio de 2012, el último visible desde la Tierra en este siglo. El próximo tránsito de Mercurio visible desde la Tierra será el 9 de Mayo de 2016. Los tránsitos de Mercurio y Venus son visibles más a menudo desde Marte que desde la Tierra, y Marte también ofrece un punto de vista ventajoso para ver los tránsitos de la Tierra. El siguiente tránsito de cada tipo visible desde Marte será Mercurio en Abril de 2015, Venus en Agosto de 2030 y la Tierra en Noviembre de 2084.

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Astrónomos observan la muerte violenta de una estrella gigante Por primera vez, los científicos tienen la confirmación directa de que una estrella masiva tipo WolfRayet (WR) --que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares-- ubicada a 360 millones de años luz de distancia en la constelación de Bootes murió en una violenta explosión conocida como supernova de tipo IIb. WR es un tipo de estrellas muy masivas y calientes que sufren enormes pérdidas de masa por intesos vientos solares.

Nuestro Sol puede parecer bastante impresionante, puesto que es 330.000 veces más masivo que la Tierra, representa el 99,86 por ciento de la masa total del sistema solar, genera alrededor de 400 billones de billones de vatios de potencia por segundo y tiene una temperatura de superficie de aproximadamente 10.000 grados centígrados. Sin embargo, para una estrella, es un peso ligero.

Los gigantes cósmicos reales son las estrellas WolfRayet, que son más de 20 veces más masivas que el Sol y por lo menos cinco veces más calientes. Debido a que estas estrellas son relativamente raras y a menudo están oscurecidas, los científicos no saben mucho acerca de cómo se forman, viven y mueren.

Pero esto está cambiando gracias a un innovador estudio del cielo llamado 'intermediate Palomar Transient Factory' (iPTF), que utiliza los recursos del Centro Científico Computacional Nacional de Investigación Energética (NERSC, por sus siglas en inglés) y la Red de Ciencias Energéticas (ESnet, también en inglés), ambos ubicados en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley del Departamento estadounidense de Energía (Berkeley Lab) para estudiar acontecimientos cósmicos fugaces como las supernovas.

Grasicas a iPTF, investigadores del Instituto de Ciencia Weizmann de Israel, dirigidos por Avishay Gal-Yam, captaron la supernova SN 2013cu pocas horas después de su explosión. A continuación, activaron los telescopios terrestres y espaciales para observar el evento aproximadamente durante entre 5,7 y 15 horas después de su autodestrucción.

"El desarrollo de capacidades de observación nuevas nos permite ahora estudiar las estrellas que estallan de formas con las que antes sólo podíamos soñar. Estamos avanzando hacia estudios en tiempo real de las supernovas", afirma Gal-Yam, astrofí-

sico en el Departamento de Física de Partículas y Astrofísica del Instituto Weizmann y autor principal de un artículo publicado en 'Nature' sobre este hallazgo.

"Por primera vez, podemos apuntar directamente a una observación y decir que este tipo de WolfRayet conduce a una supernova de tipo IIb", añade Peter Nugent, quien encabeza el área de Cosmología Computacional del Centro de Berkeley Lab (C3) y lidera el equipo de Berkeley de la colaboración iPTF. "Cuando identifiqué el primer ejemplo de una supernova de tipo IIb en 1987, soñaba con que algún día tendríamos una prueba directa de qué tipo de estrella explotó. Es refrescante que ahora podamos decir que las responsables son las Wolf-Rayet, al menos en algunos casos", subraya Alex Filippenko, profesor de Astronomía en la Universidad de Berkeley. Tanto Filippenko como Nugent son también coautores del artículo de 'Nature'.

Algunas estrellas supermasivas se convierten en Wolf-Rayets en la etapa final de sus vidas y resultan interesantes para los científicos porque enriquecen las galaxias con elementos químicos pesados que con el tiempo se convierten en los componentes básicos de los planetas y la vida. "Estamos determinando poco a poco qué tipo de estrellas explotan, por qué y qué clase de elementos producen", relata Filippenko, quien añade que esos elementos son fundamentales para la existencia de vida.

Todas las estrellas, no importa cuál sea el tamaño, se pasan la vida fusionando átomos de hidrógeno para crear helio, de forma que, cuanto más masiva es una estrella, más gravedad ejerce, lo que acelera la fusión en el núcleo de la estrella, generando 12

Noticias—SOL Y CIENCIA energía para contrarrestar el colapso gravitatorio.

Cuando el hidrógeno se agota, una estrella supermasiva continúa fusionando los elementos todavía más pesados, como carbono, oxígeno, neón, sodio, magnesio y así sucesivamente, hasta que su núcleo se convierte en hierro.

En este punto, los átomos (incluso las partículas subatómicas) se almacenan tan estrechamente que la fusión ya no libera energía en la estrella. Entonces, únicamente se apoya en la presión de la degeneración de electrones, la ley mecánica cuántica que prohíbe a dos electrones ocupar el mismo estado cuántico. Cuando el núcleo es lo suficientemente masivo, incluso la degeneración de electrones no soporta la estrella y se derrumba. Los protones y los electrones del núcleo se fusionan, liberando una enorme cantidad de energía y neutrinos, lo que, a su vez, alimenta una onda de choque que rasga la estrella y expulsa sus restos violentamente hacia el espacio, convirtiéndose en una supernova.

La fase de Wolf- Rayet se produce antes de la supernova. Como la fusión nuclear se ralentiza, los elementos pesados forjados en el núcleo de la estrella suben a la superficie provocando fuertes vientos, que arrojan una enorme cantidad de material en el espacio y oscurecen la estrella a la vista de los telescopios de la Tierra. "Cuando una estrella Wolf-Rayet se convierte en supernova, la explosión

rebasa el viento estelar y toda la información acerca de la estrella progenitora se va", dice Nugent.

"Tuvimos suerte con SN 2013cu, puesto que captamos la supernova antes de que desapareciera con el viento. Poco después de que la estrella explotara, soltó un destello ultravioleta de la onda de choque que calentó e iluminó el viento. Las condiciones que observamos en ese momento eran muy similares a lo que había antes de la supernova", detalla.

Antes de que los restos de la supernova alcanzaran el viento, el equipo de iPTF logró capturar sus firmas de luz química (o espectros) con el telescopio terrestre Keck, en Hawai, Estados Unidos, y vio los signos reveladores de una estrella Wolf-Rayet.

Cuando estos expertos realizaron observaciones de seguimiento 15 horas más tarde con el satélite Swift de la NASA, la supernova era todavía muy caliente y emitía fuertemente la luz ultravioleta.

En los días siguientes, los colaboradores de IPTF sumaron a telescopios de todo el mundo para ver el choque de la supernova en el material que había sido expulsado previamente de la estrella. Conforme pasaban los días, los investigadores lograron clasificar SN 2013cu como una supernova de tipo IIb por las débiles firmas de hidrógeno y los fuertes rasgos de helio en el espectro que apareció después de que la supernova se enfrió.

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Las sondas Stereo descubren que la Corona solar es mas grande de lo esperado hasta ahora Alrededor del sol es una gran atmósfera de partículas solares, a través del cual pululan los campos magnéticos, las llamaradas solares estallan, y las columnas gigantescas de elevación de materiales caen y se empujan unos a otros al alrededor. Ahora, usando el Observatorio de Relaciones Terrestres y Solar de la NASA (STEREO), los científicos han descubierto que esta atmósfera, llamada corona, es aún más grande de lo que se creía. Se extiende hacia unos 5 millones de kilómetros por encima de la superficie del Sol, el equivalente a 12 radios solares. Esta información tiene implicaciones para la próxima misión Solar Probe Plus, de la NASA, que se lanzará en 2018 y será la sonda que viajará más cerca del Sol hasta ahora.

Estas observaciones proporcionan las primeras mediciones directas del límite interior de la heliosfera, la burbuja gigante escasamente llena de partículas solares que rodean el Sol y todos los planetas. En combinación de los datos de las sonda STEREO con las mediciones de la Voyager 1 de la frontera exterior de la heliosfera, ahora hemos definir el alcance de toda esta burbuja local.

"Hemos seguido el sonido como ondas a través de

la corona exterior y usamos estos para mapear la atmósfera solar", dijo Craig DeForest, del Instituto de Investigación del Suroeste en Boulder, Colorado.

"No podemos escuchar el sonido directamente a través del vacío del espacio, pero con un cuidadoso análisis podemos ver la ondulación a través de la corona."

Los resultados fueron publicados en The Astrophysical Journal el 12 de mayo de 2014. Los investigadores estudiaron las ondas conocidas como ondas magnetosónicas, y son un híbrido de las ondas sonoras y las ondas magnéticas llamadas ondas de Alfven. A diferencia de las ondas de sonido en la Tierra, que oscilan varios cientos de veces por segundo, estas ondas oscilan alrededor de una vez cada cuatro horas, y tienen aproximadamente 10 veces la longitud de la Tierra.

El Seguimiento de las ondas magnetosonicas mostraron a DeForest y su equipo que el material a través de este espacio ampliado de la corona se mantuvo conectado con el material solar mucho más adentro, es decir que incluso a más de 5 millones de kilómetros del Sol. Las tormentas solares gigantes o las eyecciones de masa coronal pueden crear

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Noticias—SOL Y CIENCIA efectos de ondulación que se pueden sentir a través de la corona. Más allá de ese límite, sin embargo, el material solar sigue su curso en un flujo constante llamado al viento solar, por ahí, el material se ha separado de la estrella y su movimiento no puede afectar a la corona.

Al darse cuenta de que la corona se extiende mucho más allá de lo pensado anteriormente tiene importantes consecuencias para la nave Solar Probe Plus, de la NASA porque la misión se trasladará a unos 4 millones de kilómetros de sol. Los científicos sabían que la misión recogerá información más cerca del sol como nunca antes, pero no se podía estar seguro de que pudiera viajar hasta este punto.

"Esta investigación proporciona confianza en que Solar Probe Plus, tal como está diseñado, explorará el sistema magnético solar interior", dijo Marco Velli, un científico de la nave Solar Probe Plus en el Laboratorio de Propulsión a Chorro JPL de la NASA en Pasadena, California. "La misión de medir directamente la densidad, la velocidad y el campo magnético del material solar allí, nos permitirá comprender cómo se generan el movimiento y el calor en la corona y el viento solar."

Con acceso directo a la atmósfera del Sol, la nave Solar Probe Plus proporcionará información sin precedentes sobre cómo se calienta la corona solar y revolucionar nuestro conocimiento del origen y la evolución del viento solar.

Sondas Stereo

Sonda Solar Probe Plus

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Investigando las líneas de alta tensión para estudiar las corrientes de inducción electromagnética: Las corrientes inducidas geomagnéticamente constituyen un fenómeno que en la Tierra se observa por lo general entre uno y tres días después de una eyección de masa coronal desde el Sol. Esta eyección es una especie de burbuja gigantesca de partículas cargadas con una masa total de hasta 10.000 millones de toneladas. Estas partículas pueden ser aceleradas hasta alcanzar velocidades de varios millones de kilómetros por hora cuando recorren el espacio.

Cuando una de estas burbujas de partículas que conforman la eyección de masa coronal incide sobre la magnetosfera terrestre, el impacto causa fluctuaciones electromagnéticas que producen tormentas geomagnéticas en la Tierra. Estas tormentas refuerzan las corrientes eléctricas, lo que a su vez acarrea fluctuaciones en el campo magnético de nuestro planeta a nivel de la superficie. Estas corrientes de superficie pueden fluir a través de cualquier estructura conductiva de gran tamaño, incluyendo las líneas de la red eléctrica de alta tensión, oleoductos, gasoductos, cables de comunicaciones submarinas, redes telefónicas y telegráficas, y las vías ferroviarias.

Los eventos de meteorología espacial pueden generar una amplia gama de efectos, incluyendo interferencias o cortes en las comunicaciones y en sistemas de navegación, daños en los instrumentos de los satélites, e incluso la corrosión de las tuberías de acero de gasoductos y oleoductos. El impacto en las redes eléctricas suele ser la preocupación más inmediata cuando se desencadena una tormenta geomagnética. Por eso se necesita saber con más profundidad cómo los sucesos de este tipo afectan a dichas redes.

A fin de conocer mejor el fenómeno de las corrientes inducidas geomagnéticamente, un equipo de científicos encabezado por el heliofísico Antti Pulkkinen, del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA en Greenbelt, Maryland, Estados Unidos, está a punto de comenzar una investigación piloto de entre uno y dos años de duración que se aprovechará de las líneas eléctricas de alta tensión en Estados Unidos para hacer mediciones de ese fenómeno capaz de causar apagones de gran magnitud.

Se está terminando de instalar una serie de subestaciones científicas, emplazadas debajo de líneas eléctricas de alta tensión, para medir en tiempo real el Un ejemplo de caso extremo de corrientes inducidas fenómeno expuesto. por esa cadena de fenómenos fue la gran tormenta magnética de marzo de 1989, una de las más grandes del siglo XX. Los rápidos cambios en el campo geomagnético causaron campos eléctricos inducidos muy intensos en la superficie de nuestro planeta.

Este conjunto de campos eléctricos originó corrientes eléctricas que fluyeron a través de estructuras de material conductor, incluyendo la red eléctrica canadiense. La excesiva corriente causó el colapso de dicha red, lo que dejó sin electricidad a más de seis millones de personas.

Según el USGS (U.S. Geological Survey, el servicio estadounidense de prospección geológica), si el corte hubiera ocurrido en el nordeste de EE.UU., el impacto económico podría haber superado los 10.000 millones de dólares, y eso sin tener en cuenta el impacto en los servicios de emergencia y la reducción general de la seguridad pública.

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La colaboración Española en la construcción del E-ELT

El Consejo de Ministros ha autorizado al Ministerio de Economía y Competitividad a adquirir los compromisos de gasto necesarios para que España participe en el Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT). Según este acuerdo se destinarán 38 millones de euros en los próximos 12 años para la construcción y operación en Chile del mayor telescopio del mundo, que proyecta la Organización Europea para la Investigación Astronómica en el Hemisferio Austral (ESO, por sus siglas en inglés).

España es miembro de la ESO desde 2006 y contribuye a su presupuesto con cerca de 11 millones de euros anuales (140 millones en total sumando la contribución de ingreso). Para participar en el E-ELT deberá pagar una cantidad adicional, por lo que se ha acordado un calendario específico para los próximos 12 años. El presupuesto de construcción del E-ELT es de 1.083 millones de euros.

lescopio del mundo ha suscitado mucho interés en la comunidad científica. ESO es la principal fuente de datos astronómicos para España y nuestros investigadores han estado muy involucrados en la definición científica del E-ELT. La adhesión de España permitirá además la participación de las empresas españolas en las licitaciones que se convoquen para la construcción y operación del telescopio, que solo están abiertas a los países que suscriban el proyecto y que previsiblemente supondrán 800 millones de euros en contratos. Se estima que la industria española podría obtener alrededor de 130 millones de euros.

Es el proyecto más importante de la ESO, cuyo coste de construcción es de 1.083 millones de

euros y que se ubicará a 3.060 metros de altitud en el Cerro Armazones en Chile. El E-ELT será el telescopio óptico/infrarrojo más grande del mundo, con un espejo de 39 metros de diámetro y capaz de recoger 13 veces más luz que el mayor de los telescopios existentes en la actualidad y de corregir las distorsiones producidas por la atmósfera, proporcionando imágenes 16 veces más nítidas que el telescopio espacial Hubble. De la financiación necesaria para su construcción, 300 millones procederán de los presupuestos de la Organización, 350 millones de la adhesión de Brasil a la misma y el resto, unos 433 millones de euros, se reparten entre las contribuciones adicionales de los Estados miembros.

La ESO es un organismo internacional fundado en 1962 participado por Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Italia, Países Bajos, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza. La ESO se ha convertido en la principal referencia mundial en observación astronómica terrestre y cuenta con el más potente observatorio del mundo.

El importante avance de la astronomía en nuestro país ha permitido que España sea la octava potencia mundial en producción científica en este área, por lo que la participación en el mayor teSol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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SWARM confirma el debilitamiento del campo magnético terrestre Estas oscilaciones se basan en las señales magnéticas derivadas de núcleo de la Tierra. En los próximos meses, los científicos analizarán los datos para desentrañar las contribuciones magnéticas de otras fuentes, como por ejemplo, el manto, corteza, los océanos, la ionosfera y la magnetosfera.

Lanzado en noviembre de 2013, la misión SWARM es una misión de la Agencia Espacial Europea compuesta por tres satélites orbitales que estudian el campo magnético terrestre.

Realiza mediciones de alta resolución y precisión de la fuerza, dirección y variaciones del campo magnético terrestre , complementado con mediciones de navegación precisa, acelerómetros y campo eléctrico, proporcionarán datos esenciales para modelar el campo geomagnético y su interacción con otros aspectos físicos del sistema terrestre.

Los resultados ofrecen una visión única del interior de la Tierra desde el espacio, proporcionando datos sobre la composición y procesos del interior para ser estudiados en detalle y aumentar el conocimiento de los procesos atmosféricos y los patrones de circulación de los océanos que afectan al clima global.El día 19 de junio, los científicos de la ESA encargados de la misión se reunieron en Copenhague para demostrar los primeros resultados de los análisis.

Los satélites SWARM tienen la misión de averiguar que componentes influyen en el comportamiento del campo magnético terrestre, así como observar su relación con la actividad solar, hasta ahora no demostrada. Por otra parte podemos añadir, que gracias a estos avances, podemos tratar de catalogar mejor procesos inéditos y casi imperceptibles como son las inversiones de los polos magnéticos terrestres, proceso que dura centenares de miles de años. Son varios los científicos que afirman que en un periodo cercano a los 5,000 y 10,000 la Tierra sufrirá los efectos de una inversión polar. La polaridad norte se intercambiará con la Sur, de ahí que el polo norte magnético se haya ido desplazando por el casquete norte hasta acercarse a Siberia.

El campo es particularmente débil en el Océano Atlántico Sur “conocido como la Anomalía del Atlántico Sur”. La debilitación de dicho campo ha causado indirectamente muchas fluctuaciones de señal temporales (llamados Single Event Upsets) en satélites ya que estos están expuestos a una fuerte radiación sobre esta área.

Dado que las muestras son muy recientes, todavía hay que esperar a procesar muchos más datos, pero si algo confirman los agentes de la ESA, en especial los daneses que han participado en gran medida en la operación, es el éxito de la misión en sí. Se espera mucho más en adelante.

Estos indican que el campo magnético terrestre parece haberse debilitado substancialmente durante los últimos años, en torno a un 10%. Las mediciones realizadas durante los últimos seis meses confirman la tendencia general del debilitamiento, con los descensos más dramáticos en el Hemisferio Occidental (América). En cambio, observamos el efecto contrario en el sur del océano Índico, donde se ha fortalecido considerablemente. Otro dato remarcable, es que los focos que representan la polaridad norte del campo magnético terrestre, también parece haberse desplazado hacia Siberia.

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Se descubre el secreto de la lluvia de plasma solar Nuestra estrella más cercana a la Tierra tiene el mal tiempo también.

Una borrasca en el sol, implican algo más que un poco de lluvia y relámpagos. Enormes gotas de plasma caliente de unos 50.000 km aproximadamente, caen de la atmósfera exterior del sol (la corona) hacia la superficie, cayendo a unos 200,000 km/h. Ahora los científicos han llegado con una explicación de cómo funciona esta forma "lluvia coronal".

Los mecanismos de accionamiento de la lluvia coronal son similares a las formas de lluvia forma de la Tierra, según un comunicado difundido por la Royal Astronomical Society (RAS) en el Reino Unido. Los científicos descubrieron que las nubes de plasma en el “fresco” de la corona, se condensan y caen de nuevo a la superficie del sol en forma de un arco de cascada.

Se cree que las nubes de plasma caliente alcanzan la corona de la misma forma que se forman las nubes de la Tierra, a través de la evaporación. En el caso del sol, sin embargo, las llamaradas solares provocan la evaporación, arrojando material en la corona del sol, donde se enfría y se produce la lluvia hacia abajo.

Las tormentas de lluvias torrenciales, impulsadas por las erupciones solares, pueden desempeñar un papel fundamental en el control del ciclo de masa de la atmósfera solar y actúan como una especie de termostato a escala solar 'en la regulación de las fluctuaciones de la temperatura de la corona solar.

Se encontró que el material cambia en la corona solar, de gas a grandes gotas de lluvia de plasma, donde una caída excepcionalmente rápida de la temperatura hace que el material cambie de gas coronal enrarecido a “gotas de lluvia", dijeron el RAS.

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Estrellas como el Sol ayudan en la formación de agua en el universo Cuando las estrellas de peso bajo o medio como nuestro Sol se acercan al final de sus vidas, con el tiempo se vuelven densas enanas blancas. Al hacerlo, expulsan sus capas exteriores de gas y polvo en el espacio, creando un caleidoscopio de patrones intrincados conocidos como nebulosas planetarias. Estas realmente no tienen nada que ver con los planetas, pero fueron así denominadas en el siglo XVIII por el astrónomo William Herschel, porque parecían objetos circulares difusos a través de su telescopio, algo parecido a los planetas de nuestro Sistema Solar.

Más de dos siglos después, las nebulosas planetarias estudiadas con el homónimo de William Herschel, el observatorio espacial Herschel, han dado como resultado un sorprendente descubrimiento. Al igual que las espectaculares explosiones de supernovas en las estrellas de más peso, la muerte de las estrellas responsables de las nebulosas planetarias también enriquece el medio interestelar local con elementos de los que nacen las nuevas generaciones de estrellas.

Mientras que las supernovas son capaces de forjar los elementos más pesados, las nebulosas planetarias contienen una gran proporción de los 'elementos de la vida más ligeros como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, producidos por la fusión nuclear en la estrella madre.

Una estrella como el Sol quema constante hidrógeno en su núcleo durante miles de millones de años. Pero una vez que el combustible comience a agotarse, la estrella central se hincha en una gigante roja, se vuelva inestable y derrama sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria. El núcleo restante de la estrella con el tiempo se convierte en una enana blanca caliente que vierte la radiación ultravioleta en su entorno. Esta intensa radiación puede destruir moléculas que previamente habían sido expulsadas por la estrella y que están ligados a los grupos o anillos de material vistos en la periferia de las nebulosas planetarias. Se asume que esta radiación también restringe la formación de nuevas moléculas en dichas regiones.

Sin embargo, en dos estudios separados, astrónomos que han utilizado el telescopio Herschel ha descubierto que una molécula vital para la formación de agua parece acomodarse a este duro ambiente, y tal vez incluso depende de ella para formarse. La molécula, conocida como OH +, es una combinación de carga positiva de los átomos individuales de oxígeno e hidrógeno, informa la ESA.

En un estudio, dirigido por Isabel Aleman, de la Universidad de Leiden, Países Bajos, se analizaron 11 nebulosas planetarias y la molécula se encontró en sólo tres. Lo que enlaza a las tres es que albergan las estrellas más calientes, con temperaturas superiores a 100 000 º C. "Creemos que la idea fundamental es la presencia de densas acumulaciones de gas y polvo, que son iluminadas con los rayos UV y la radiación de rayos X emitida por la estrella central caliente", dice esta experta. "Esta radiación de alta energía interactúa para desencadenar reacciones químicas que conducen a la formación de las moléculas." Mientras tanto, otro estudio, dirigido por Mireia Etxaluze, del Instituto de Ciencia de los Materiales de Madrid, España, se centra en la Nebulosa Helix, una de las nebulosas planetarias más cercanas a nuestro Sistema Solar, a una distancia de 700 años luz. La estrella central es de aproximadamente la mitad de la masa de nuestro Sol, pero tiene una temperatura mucho más alta, de alrededor de 120 000 º C. Las conchas expulsadas de la estrella, que en las imágenes ópticas aparecen reminiscencias de un ojo humano, contienen una rica variedad de moléculas.

Herschel asigna la presencia de la molécula fundamental a lo largo de la nebulosa Helix, y parece que es más abundante en los lugares donde las moléculas de monóxido de carbono, previamente expulsadas por la estrella, tienen más probabilidades de ser destruidas por la fuerte radiación UV. Una vez que los átomos de oxígeno se han liberado del monóxido de carbono, están disponibles para producir moléculas de oxígeno-hidrógeno, reforzando aún más la hipótesis de que la radiación UV puede ser el detonante para su creación. Los dos estudios son los primeros en identificar en las nebulosas planetarias esta molécula crítica necesaria para la formación de agua, a pesar de que aún está por verse si las condiciones permitirían la formación de agua. La proximidad de la Nebulosa Helix significa que tenemos un laboratorio natural en nuestra puerta cósmica para estudiar con más detalle la química de estos objetos y su papel en el reciclaje de moléculas a través del medio interestelar", dice Etxaluze.

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Los magnetares Los magnetares o magnetoestrellas, son un prototipo diferente de estrellas de neutrones. Tienen una escasa esperanza de vida y para que nazcan, se deben cumplir una serie de factores.

Cuando una estrella supergigante llega a la etapa final de su ciclo e implosiona en forma de supernova, dependiendo de su masa, puede dar lugar a un abanico diferente de cuerpos.

Si la estrella tiene más de 40-50 masas solares, seguramente el gran colapso gravitacional causante generará un agujero negro, mientras que si tiene una masa entre 10 y 30 soles, el núcleo resultante de la supernova puede derivar en estrella de neutrones.

Según los cálculos y estudios realizados, 1 de cada 10 estrellas supermasivas de las que no tienen el peso suficiente como para formar un agujero negro, pero aún así son muy masivas, producen un sistema de “liberación” de capas previa al gran estallido. Si la supernova posee de 6 a 12 masas solares se transformará en una estrella de neutrones

de unos 20 km de diámetro, mientras que si el nivel de intensidad de dicha explosión es superior, puede desencadenar en una magnetoestrella.

Los magnetares están compuestos por una cantidad enorme y tremendamente densa de partículas sub-atómicas reaccionando entre ellas por sus diferentes capas, generalmente formadas por hierro y helio en su interior. La temperatura de estos cuerpos asciende hasta los tres mil millones de grados centígrados, valor en el que los fotones llegan a ser tan energéticos que pueden romper los núcleos pesados del hierro para formar partículas alfa en un proceso llamado fotodesintegración. Este fenómeno en los magnetares se produce a gran escala y contribuye a que su campo magnético sea tan sólido y metálico.

Al provenir de una estrella muy grande, la fuerza que posee su envoltura magnética es inmensamente fuerte, de hecho es el objeto individual que más magnetismo produce en el universo conocido.

Dentro del núcleo de los magnetares, la sopa de

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partículas híper-comprimidas, recalentadas e ionizadas, pueden llegar a generar Neutronio. Elemento 0 de la tabla periódica por ser formado solo por neutrones y ningún protón. Esto contribuye también a la gran consistencia del campo electromagnético y a la liberación de rayos X y en menor medida rayos Gamma.

A diferencia de los púlsares o las estrellas de neutrones sencillas, que suelen rotar varias veces por segundo, los magnetares suelen tardar entre 1 y 10 segundos en dar una vuelta sobre sí mismos, esto afecta a que la gran estructura magnética que lo envuelve no dure más de 10.000 años en desintegrarse, por lo tanto, todos los magnetares que vemos o son muy jóvenes o dentro de no tanto tiempo dejarán de existir como tales y se irán desvaneciendo. Se calcula que en toda nuestra galaxia hay aproximadamente unos 30 millones de magnetares inactivos, cuya influencia para nosotros es nula, ya que no son ni observables, salvo por telescopios dotados de cámaras especializadas.

En 2004 se detectó la llegada de una gran cantidad de rayos-X durante 1-3 segundos que después se demostró que fue un magnetar muy lejano.

Se calcula que si dicha explosión hubiese sucedido a 10 años luz de aquí, seguramente hubiese tenido terribles consecuencias para nosotros. Pero tranquilos, no se alarmen, no hay ningún magnetar lo suficientemente cerca de nosotros para que nos afecte. Pero para hacerse una idea de las magnitudes de las que hablamos, esa explosión liberó aproximadamente en 0,2 segundos la energía que ha emitido el Sol durante 250.000 años!

Por último añadiremos una pequeña lista que nos muestra la diferencia de magnetismo entre diferentes objetos:

>Brújula movida por el campo magnético de la Tierra: 0,6 Gauss >Pequeño imán de una frigorífico: 100 Gauss >Campo magnético creado por electroimanes potentes: 450.000 Gauss

Otro dato impactante de los magnetares, es que durante su fase más sana y activa, pueden llegar a producir el equivalente de una CME en nuestro Sol,

>Campo magnético de una enana blanca: 100 millones de Gauss >Magnetares: 10.000.000.000.000.000 Gauss

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El color solar Podemos observar a nuestro astro rey, en multitud de formas, y cada una de ellas nos aporta datos totalmente diferentes.

El Sol es una bola de gas cuya temperatura varía del centro al borde. La imagen visible nos muestra la fotosfera, la región de la que se escapan los fotones de color visible. Está a una temperatura de unos 5700 ºC. Las imágenes ultravioletas y de rayos X, muestran la atmósfera externa, agitada y sobrecalentada hasta varios millones de grados. La imagen de radio no está vinculada a la temperatura del gas.

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Las lentes gravitacionales

Para la comprensión de lo que son las lentes gravitacionales o el Gran Atractor, hemos decidido incorporar una nueva categoría. Ésta es específica por no ser un cuerpo físico real y tangible, sino una curvatura en el espacio producida por objetos cuya gravedad distorsionan la propagación natural de luz que sería observable de no ser por su propia presencia.

Los fotones siempre siguen el camino más corto posible entre dos puntos. Pero si una masa invisible se encuentra entre el observador y el observado, el espacio se curva, entonces el camino más corto posible que realizarán dichos fotones será una parábola, y no una línea completamente recta.

Esta teoría la intuyó Einstein aunque no se demostró hasta el año 1979, cuando se confirmó que la posición real y la relativa de algunos cuerpos celestes podía ser muy imprecisa en función de donde se ubicasen esas lentes, con lo cual, se inició un gran estudio sobre ellas que a día de hoy nos per-

miten desglosarlas en función de sus múltiples características.

Hay tres clases de lentes gravitacionales según su tamaño.

Las fuertes distorsionan tanto la luz que generan un arco o esfera perfectamente visible cuando refracta la luz, este fenómeno se llaman anillos de Einstein.

Las lentes débiles solo son observables cuando el fondo por el cual pasan pertenecen a cúmulos de galaxia muy luminosos, mientras que las microlentes, solo generan una pequeña distorsión visual en forma de niebla.

Por otra parte las lentes se clasifican en 4 tipos en función del efecto que producen sobre el observador, en este caso nosotros: *Cambio de posiciones = Este tipo de lentes distor-

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varla en determinados momentos cuando cruza una parte del cielo específica. Cuando aparece justo entre nuestro punto de vista y el objeto que observamos, podemos visualizar esta lente de dos maneras.

• Anillos de Einstein: Cuando la galaxia que actúa de lente es esféricamente simétrica, se redistribuye la luz de un cuásar o una galaxia del fondo en un círculo completo. El diámetro del anillo es proporcional a la raíz cuadrada de la masa del deflector.

Este es un nuevo método posible para determinar la masa de la galaxia que actúa de lente. En algunos casos, la alineación es tan precisa que la galaxia lejana es distorsionada en forma de anillo gigantesco casi perfecto alrededor de la galaxia próxima, una formación conocida como un anillo de Einstein.

• Arcos luminosos gigantes: Si la lente no es una galaxia sino un grupo entero de galaxias, la imagen puede ser un calidoscopio de arcos y fragmentos de arcos totalmente distorsionados. El grupo es tan masivo y tan compacto que curva y enfoca la luz de galaxias están detrás. Como resultado, múltiples imágenes de estas galaxias del fondo son distorsionadas en débiles segmentos de arcos.

Desde la Tierra observamos estas lentes cuando atraviesan galaxias o alguna estrella muy luminosa, también los eclipses son importantes para deducir como nuestro propio Sol oculta lentes gravitacionales a la vez que distorsiona la luz que nos llega de otros puntos.

Como una lente gravitacional es invisible, ya que no está compuesta de materia ordinaria tal y como la conocemos, solo podemos obserSol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Luz y materia La luz blanca mezcla todos los colores del arco iris.

Como pasa de un color a otro cambiando gradualmente de matiz, se dice que la luz blanca posee un espectro continuo. Es el caso de la luz emitida por un cuerpo caliente, que contiene todos los colores en dosis diferentes. Cuanta más alta es la temperatura, más se desplaza el color dominante de la microonda hacia la X.Pero los astrónomos observaron ya en el siglo XVIII la presencia de finas bandas negras en la luz solar. Carecen de colores muy concretos y específicos, como si no nos hubieran llegado.

Después de algunos tanteos, comprendieron que esas rayas oscuras revelaban la presencia de elementos químicos en el trayecto de los rayos luminosos. Joseph Von Fraunhofer fue el primero, en 1814, que observó las desapariciones de luz y los atribuyó a un fenómeno de absorción por un gas situado entre la fuente de emisión y el observador.

Si analizamos la luz emitida por el mismo gas calentado en el laboratorio, observamos el mismo juego de colores específicos. En otras palabras, el gas frío absorbe exactamente los mismos colores que los que emite cuando está caliente. Miremos a nivel microscópico lo que ocurre.

Toda materia, como la pantalla de vuestro ordenador, o como la sangre de nuestro cuerpo, está compuesto por átomos que se parecen a sistemas solares con electrones en órbita alrededor de un núcleo de protones y neutrones; pero un sistema en miniatura, ya que una simple cucharilla de café llena de líquido, contiene aproximadamente 1023 átomos (un 1 seguido por veintitrés ceros) es un número muy elevado. De hecho hay más átomos

en esta cucharilla que estrellas en el universo. La analogía es expresiva pero falsa, ya que, al girar alrededor del núcleo un electrón debería irradiar, perder energía y caer sobre el núcleo en una fracción de segundo. Para resolver ese problema, hay que recurrir a la naturaleza ondulatoria del electrón y colocar la onda de cada electrón alrededor del núcleo como los libros en las estanterías de una biblioteca. Cada piso corresponde a una energía específica para la que el electrón es estable. Un libro no puede colocarse entre dos estanterías, porque se caería, al igual que los electrones pueden tener algunas energías muy definidas, pero no pueden encontrarse en un estado intermedio. Para pasar de un nivel a otro más elevado, un electrón absorbe un fotón luminoso que le aporta la energía suplementaria que necesita para “escalar” a otro estante. A la inversa, cuando “baja”, devuelve esa energía en forma de un fotón. Se puede reconocer a distancia la presencia de un átomo por los colores del os fotones que emite o absorbe cuando sus electrones cambian de “estante”.

Así es una herramienta fabulosa para analizar la composición de la materia de otras estrellas, de nuestro Sol o de otros astros del universo.

En 1868, durante un eclipse de Sol, el astrónomo francés Jules Janssen observó una raya oscura en la luz anaranjada del Sol justo al lado de las rayas del sodio, una raya que no correspondía a ningún átomo conocido. Ese elemento fue llamado más tarde “helio”. El Helio aunque es un componente extraño en la Tierra es el segundo elemento más abundante del universo.

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Concurso de fotografía solar Durante este mes de Junio, hemos propuesto un segundo concurso de fotografías, pero en este caso sobre fotografías donde el protagonista fuera el Sol. Han sido varias las fotografías recibidas pero nuestros lectores han sido quienes han votado por ellas, dando como resultado las tres siguientes fotografías.

Autor:

Sebastián Riera

Lugar de la toma:

Lago Puelo (Patagonia Argentina)

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Autor:

David Amarillo L贸pez

Lugar de la toma:

Coto de Bornos (C谩diz)

Autor:

Carme Torres

Lugar de la toma:

Badalona (Barcelona)

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La luz del universo Todo material que tiene una cierta temperatura emite luz, una luz que es tanto más intensa y energética cuanto más caliente está el cuerpo. No sueles tener la impresión de que sacas cubitos de hielo luminosos del congelador, pero sin embargo los cubitos irradian luz microondas e infrarroja.

Nuestro cuerpo, un poco más caliente que el cubito irradia mucha más luz, un poco más “azul”, pero hace falta una cámara infrarroja para apreciarla. Un trozo de hierro, de cristal o roca no parece intrínsecamente luminosos cuando están en temperatura normal porque irradian en infrarrojo, pero se ponen a brillar de un modo muy visible cuando se les aplica temperatura, con un color rojizo e incluso blanco.

Por eso podemos decir sin necesidad de cálculos ni de termómetros que estrellas rojas como Betelgeuse o Antares tienen una atmósfera de 3.000 ºC y las estrellas azules como Sirio y Rigel tienen unos 25.000 ºC. Está claro que no hablamos del interior de la estrella, sino de su atmósfera. En el centro (núcleo) hay temperaturas superiores a los diez millones de grados indispensablemente para las reacciones termonucleares. No podemos ver directamente el centro de las estrellas, lo que nos impide comprender que sucede ahí dentro, pero gracias a las ondas sísmicas que acompañan a sus estremecimientos y vibraciones, y a los neutrinos que se escapan fácilmente del corazón nuclear, podemos tener una gran idea.

Las estrellas masivas viven menos tiempo porque son muy calientes y por lo tanto muy activas en términos de combustión nuclear, con lo que queman su hidrógeno más rápidamente. Son más calientes, tanto en su interior como en el exterior, que las estrellas más modestas, y aparecen a la misma vez muy brillantes y azules en contraste con las otras rojas o amarillas/blancas como la nuestra, que viven mucho más tiempo. Así que es fácil distinguir en una galaxia, las regiones de formación reciente de estrellas, a las más antiguas.

La radiación infrarroja nos proporciona informaciones únicas tanto sobre las regiones y los astros fríos del Universo como sobre el medio interestelar, los primeros pasos de la formación de las estrellas y los discos de gas y de polvo que las rodean después para dar nacimiento a los planetas. La radiación milimétrica nos permite también medir la radiación fósil, último vestigio de los primeros instantes muy calientes del universo.

Por lo contrario, la luz en forma de rayos X, da cuenta de los gases sobrecalentados por todo tipo de fenómenos violentos: erupciones del Sol o de las estrellas jóvenes, violentas explosiones de estrellas o caída de materia sobre una estrella muy compacta con increíble gravedad, como puede ser una estrella de neutrones o peor, un agujero negro. En cuanto a la luz “gamma”, es demasiada energética para ser producida por fenómenos térmicos.

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El Solsticio de verano El pasado 21 de junio a las 10.51 horas UT (12.51 en la península), se produjo el solsticio de verano. Los solsticios son los momentos del año en los que el Sol alcanza su mayor o menor altura aparente en el cielo, y la duración del día o de la noche son las máximas del año, respectivamente. Astronómicamente, los solsticios son los momentos en los que el Sol alcanza la máxima declinación norte (+23º 27’) o sur (−23º 27’) con respecto al ecuador terrestre. En los días de solsticio, la duración del día y la altitud del Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con cualquier otro día del año. En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales conmemorativos de los solsticios.

Son diferentes las tradiciones que suceden cuando llega el Solsticio de Junio, en Europa, ante la llegada de los solsticios, desde tiempos prerromanos, se han realizado diversas celebraciones y rituales, con hogueras. Del solsticio de junio se pueden citar las famosas hogueras de la Festividad de San Juan, que tienen lugar en España y en otros países del hemisferio Norte, para celebrar el solsticio de verano. Éstas provienen de festividades anteriores a la natividad del cristianismo, aunque actualmente se conmemoren con ese nombre. En Sudamérica los pueblos originarios celebran el comienzo de su nuevo año en junio, en el solsticio de invierno. Por ejemplo, los pueblos andinos celebran el Inti Raymi.

UN LARGO VIAJE PARA LA ENERGÍA SOLAR...

La energía del Sol se forma en el mismo núcleo del Sol, convirtiendo las partículas de hidrógeno en helio, a través de procesos de fusión nuclear.

Los fotones producidos tardan miles de años en conseguir escapar del interior del Sol hasta alcanzar la superficie y conseguir escapar hacia el espacio (como por ejemplo la luz que recibimos diariamente).

Esto sucede porque en la zona radiativa del Sol, la densidad es tan alta que los fotones revotan por el interior hasta que consiguen salir hacia el exterior. Una vez consiguen escapar de la zona radiativa, rápidamente conseguirán alcanzar la superficie solar.

Dicho esto, podemos decir que la luz y el calor del Sol que estamos recibiendo actualmente en nuestro planeta Tierra, se produjo hace miles de años en el interior del Sol.

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Conceptos básicos de la meteorología espacial En ocasiones entender algunos conceptos de la meteorología espacial pueden suponer una confusión de nombres y datos. En este apartado queremos hacer un resumen para comprenderlo de una forma mas sencilla y compacta: 1. Manchas solares y regiones activas: En la superficie solar se pueden formar manchas solares. Las manchas solares son causados por los campos magnéticos salientes de la superficie solar, que enfrían esa zona y hacen disminuir la densidad. Ello provoca que aparezcan las manchas oscuras. Cuando esto sucede, dependiendo de la cantidad de campos magnéticos y sus “cruzamientos entre ellos”, las manchas solares tendrán mayor o menor estabilidad.

Una región activa, es una agrupación de manchas solares que comparten campos magnéticos. Pueden llegar incluso a tener más de 50 manchas solares unidas por los mismos campos magnéticos.

Estas regiones activas se desplazan por la superficie solar. Cuando estas están dentro de la zona geoefectiva (zona frontal entre el Sol y la Tierra) se les asigna una numeración.

2. Fulguración: Cuando estos campos magnéticos que forman las manchas solares se inestabilizan, pueden producir una fulguración (o dicho de una forma no científica, llamarada). Cuando esto sucede se produce una gran liberación de radiación de tipo X de la cual se dispersa en todas direcciones. Dependiendo de la intensidad y cantidad de flujo de rayos X que ha liberado la fulguración, se le asigna una escala: C, M y X. En cada letra tiene una sub-numeración con un decimal, como por ejemplo X3.3 Esta radiación que viaja en todas direcciones llega a alcanzar las partes altas de la ionosfera, pero a la superficie casi nunca suele llegar (solamente existen registros de muy pocos casos, y a ello se le denomina GLE). Cuando la radiación X llega a la ionosfera, esta se perturba provocando que las señales de radio de baja frecuencia que viajan por esta capa alta de la atmósfera, se bloqueen y se atenúan. Ha habido casos de fulguraciones intensas que han dejado sin comunicación de baja frecuencia durante horas.

Hay fulguraciones repentinas (que son rápidas y emiten 34

Aprende ciencia —SOL Y CIENCIA durante pocos minutos radiación X) y también hay fulguraciones de larga duración (suelen durar incluso más de una hora y liberan bastante radiación continua). Cuando son fulguraciones de larga duración existe riesgo de que se produzca un evento de radiación o lo llamado TORMENTA DE RADIACIÓN. Ello supone una llegada intensa de protones y electrones producidos durante la fulguración que únicamente como efecto pueden dañar a los satélites.

A todo ello lo más importante es conocer si posteriormente de la fulguración, se ha producido una CME (eyección de masa coronal) o no. La radiación emitida por la fulguración solo tarda 8,4 minutos en llegar a nuestro planeta.

3. CME: Una eyección de masa coronal es una eyección de partículas a gran escala de la superficie solar. Suele suceder cuando se produce una fulguración, una eyección de un filamento magnético o una eyección de una protuberancia solar. Estas eyecciones son como una nube que se va expandiendo a la vez que se aleja del Sol. Estas eyecciones no tienen una categoría como las fulguraciones (tienen una categoría de velocidad pero no es tan conocida). Por ejemplo, decir que una CME tiene una intensidad de X3.3 es un gran error, ya que una fulguración de tipo X3.3 puede producir una CME posterior o no.

Esta nube está formada por gran cantidad de partículas cargadas de plasma (electrones y protones principalmente). Suelen salir eyectadas a velocidades variables, que suele ir desde 300 km/s hasta 2500 km/s. Estas eyecciones pueden ir dirigidas hacia cualquier dirección, incluso hacia la Tierra. Cuando una CME va dirigida hacia la Tierra se le denomina Geoefectiva. No obstante a medida que avanza la CME se puede conocer con mayor exactitud su ruta. Una CME geoefectiva puede ser parcial o total. Cuando la CME es parcial, solo una pequeña parte rozará el campo magnético de la Tierra, mientras que si es total, estaremos hablando de que será dirigida totalmente hacia la Tierra. Dependiendo de su velocidad tardará entre 16 horas (en casos de CME’s muy extremadamente rápidas) hasta 4-5 días en CME’s lentas.

Cuando una CME roza con el escudo magnético de la Tierra, llamado magnetosfera, este lo perturba provocando que el campo magnético de la Tierra se alteré. Cuando esto sucede se le llama tormenta geomagnética y tiene diferentes grados e intensidades.

En casos simples, las tormentas geomagnéticas solo provocan un aumento del nivel de auroras tanto boreales como australes, pero en casos extremos puede producir otros fenómenos como inducciones electromagnéticas, fallos en satélites, alteraciones en las comunicaciones y otros de los cuales los encontrarán en nuestra web de GAME.

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GAME celebra el primer International Sun-Day El International Sun Day (ISD) es una fecha muy especial para todos aquellos que nos apasiona la meteorología espacial, rama de la ciencia astronómica que estudia las interacciones entre el Sol y la Tierra en todo su espectro. Desde el 22 de Junio de 2014 se instaura como fecha clave… existen días para todo, pues ahora existe el día para el Sol. En multitud de países se organizaron eventos, a manos de asociaciones amateurs o profesionales, para acercar al público general la meteorología espacial, y en nuestro país fue GAME quien se ofreció para tal evento, no porque solo pueda hacerlo uno por país, sino porque nos interesamos por él. Para ello, hemos contado con el inestimable apoyo de Astroanoia y el Observatorio de Pujalt, en Cataluña, que nos ofreció sus instalaciones y telescopios para hacer las observaciones pertinentes. El día comenzó con la presencia de más de 100 personas de todas las edades dispuestas a disfrutar de una buena tarde de ciencia didáctica y muchas sorpresas y curiosidades. A las 18:00 comenzaba el programa que constaba de dos charlas, y un paseo repetido por el Sistema Solar. Aprovechando que Pujalt está enclavado en una zona rural es fácil y posible hacer un recorrido más o menos recto de 4 Kilómetros en total ubicando nuestras maquetas planetarias a las distancias que la escala exige. Durante este recorrido pasamos por cada planeta, encontrando el pequeño punto, deteniéndonos y aprovechando para hablar de datos importantes de cada uno, haciendo consciente el tamaño de un Sistema del que poco se enseñan las distancias, fruto de representaciones más “cómodas”. También datos curiosos sobre los grandes olvidados, las lunas: Los mares de gas natural de Titan, la letal radiación con que Júpiter baña sus lunas, la retorcida y megavolcánica Io, la congelada Europa, en cuyo océano cubierto por una gruesa capa de hielo podría albergar vida, o Tritón, la más fría, cuyas temperatura media roza el 0 absoluto, con sus volcanes de “hielo fundido” ( no agua, sino una especie de magma de hielo), y los geiseres de nitrógeno líquido. Todas estas cosas y más se pudieron aprender sobre este paseo.

Al final del recorrido, junto a Neptuno, se avisó que quien quisiera podía ir a ver a Plutón (que aunque su consideración como planeta está en entredicho, nosotros seguimos queriendo incluirlo), solo debía caminar 20 Km más para encontrar una esfera de apenas pocos milímetros de diámetro. En esta ocasión no hubo nadie que se atreviera, algunos dijeron que si los llevaba pero yo tenía mucho trabajo que hacer en el Observatorio.

Esta caminata se repitió puesto que el grupo se separó en dos y el primero asistió a la charla Curiosidades del Sol, en la que se expuso datos curiosos sobre su estructura, tamaño, energía, distancia, edad, etc. Datos que pueden ser conocidos ampliamente pero ayudamos a

ponerlos en perspectiva para que sean comprendidos en toda su magnitud. La segunda, Tormentas Solares, se centró en explicar los fenómenos que ocurren en la superficie solar y que pueden desencadenar en las llamadas tormentas solares. Recordamos que en realidad existen varios tipos de tormenta y que cada una afecta de modo diferente las distintas estructuras naturales como artificiales. Explicados estos fenómenos se pasa al recorrido que la Eyección de Masa Coronal hace desde el Sol hasta llegar a la Tierra y su efecto sobre, principalmente, su campo magnético. Este efecto sobre el campo magnético puede inducir corrientes eléctricas en conductores largos como líneas de teléfono, eléctricas, alta tensión, incluso oleoductos, explicando, finalmente el peor de los casos posibles y sus efectos sobre la sociedad, dejando claro que una Tormenta Solar Extrema, aunque no sea cotidiana, es un peligro real para el que se debe estar preparado. La idea era que, entre ambas conferencias y paseos, hubiera una observación directa del Sol pero, aunque nos gustaría, la tecnología no ha alcanzado un nivel tal para dispersar las nubes que ocultaban el cielo. Es algo inherente a la observación astronómica: ponemos la fecha pero las nubes se ponen solas. Igualmente pudo despejarse un poco a la noche, permitiéndonos observar algunos planetas y estrellas importantes, dando así cierre a un día lleno de conocimientos nuevos y entretenimiento. Igualmente, sin poder haber visto el Sol por los telescopios presentes, tuvieron, de regalo, gafas solares para poder ver desde la comodidad de su casa y en directo el eclipse parcial que será visible desde Europa en Marzo del año que viene, un espectáculo como pocos en nuestro continente. Desde GAME, Astroanoia, y el Observatorio de Pujalt, queremos dar las gracias a todos los que asistieron, los que confiaron en nosotros, y a todos aquellos que, día a día, a través de nuestra página de Facebook nos siguen, leen, preguntan y animan a ser mejores cada día. Agradecer también a todas aquellas asociaciones y grupos que alrededor del mundo se sumaron a una fecha que promete ser especial, y decirles que los esperamos al año que viene en una nueva edición del ISD. 38

Eventos GAME—SOL Y CIENCIA

Se celebra el primer TAAC en Cataluña El sábado 14 de junio AstroAnoia, GAME y el Observatorio de Pujalt organizaron el primer “Encuentro de Agrupaciones Astronómicas de Cataluña”. El acto se llevó a cabo al Museo de la Piel de Igualada como acto del 60 aniversario del Museo y también como acto de la FirAnoia que también se llevó a cabo ese fin de semana. Al encuentro fueron presentes hasta 15 agrupaciones astronómicas catalanas y un centenar de personas. Al encuentro también vinieron personas de Igualada y Cataluña interesadas en la astronomía y que no formaban parte de ninguna agrupación acabando de dar color a un encuentro que se considera un éxito desde la organización.

Un éxito, no sólo por haber podido reunir las diferentes agrupaciones, si no, por el que puede salir de este primer encuentro, una Coordinadora de Agrupaciones Astronómicas Catalanas, una nueva manera de hacer astronomía en Cataluña. En definitiva una red de trabajo para sumar el que se hace desde diferentes puntos de Cataluña en esta ciencia. Para empezar se pondrá en marcha en breve una web que reúna las de diferentes agrupaciones y donde se podrá encontrar fácilmente la información de cada una de ellas. A partir de aquí se creará un grupo de trabajo para crear el núcleo de una futura “Coordinadora de Agrupaciones Astronómicas Catalanas” que trabajará por los proyectos comunes entre las diferentes agrupaciones, en la legalización de la coordinadora y en la organización del nuevo encuentro de agrupaciones, la segunda TAAC.

planetas. Ignasi nos habló de que ya se conocen unos 2000 exoplanetas, planetas de fuera del Sistema Solar, y que se calcula que en toda nuestra galaxia y pueden haber unos 100.000 millones. Aparte de Ignasi también se habló desde Cosmos Mataró de las misiones al espacio con animales que la URSS llevó a cabo en los primeros años de la carrera espacial. Finalmente antes de ir a comer fue el turno de unas imágenes espectaculares de auroras boreales captadas por Daniel Bosch de AstroBanyoles.

Después de comer se sintonizó con Júpiter y se habló sobre las emisiones naturales en ondas de radio que nos llegan desde el planeta más grande del Sistema Solar, fue Rafael Balaguer desde AstroGirona.

Después de esta vino el turno de Josep Manel Carrasco, astrónomo profesional catalán que trabaja al Instituto de Ciencias del Cosmos y en la Universitat de Barcelona y que nos habló sobre GAIA, un telescopio enorme tirado el año pasado y que está empezando a hacer una cartografía de toda nuestra galaxia. La resolución de este telescopio, que orbita en el espacio, sería capaz de ver el ojo de un humano situado a la superficie de la Luna. Después de esta charla se habló sobre los orígenes de la astronomía en Cataluña y a la comarca de Osona, charla que dio pie a la mesa redonda. La mesa redonda sirvió para discutir como partir de ahora las diferentes agrupaciones pueden trabajar conjuntamente y como llevar a cabo una “Coordinadores de Agrupaciones Astronómicas Catalanas”.

El encuentro del sábado 14, empezó con una presentación de cada agrupación para saber a que se dedica cada una y en la que se pudo coger la gran variedad de agrupaciones e intereses que hay dentro de Cataluña en el mundo de la astronomía. Después de esta presentación hubieron tres charlas de agrupaciones y de un profesional de la astronomía en Cataluña, Ignasi Ribas que nos habló de los exo-

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Experimentos científicos—SOL Y CIENCIA

Motor casero eléctrico Para realizar nuestro experimento necesitamos una pila de petaca (4´5 V), hilo de cobre esmaltado, un imán, dos imperdibles, cinta aislante y papel de lija.

Procedimiento Enrollamos el hilo de cobre en torno a un objeto cilíndrico para formar una pequeña bobina dejando en cada extremo unos 5 cm sin enrollar. Los extremos de la bobina formarán el eje de rotación y tienen que estar alineados y bien rectos.

Luego utilizamos la cinta aislante para sujetar los dos imperdibles a los dos terminales (electrodos o bornes) de la pila de petaca. Los imperdibles se sujetarán en posición vertical con los agujeros de los imperdibles en la parte superior.

Con el papel de lija retiramos el esmalte que cubre los extremos de la bobina de cobre.

Por último metemos los extremos rectos de la bobina en los agujeros de los imperdibles.

Al aproximar un imán la bobina gira sobre su eje. Si no gira inmediatamente podemos mover el imán o dar un ligero impulso a la bobina.

Explicación Los motores eléctricos son máquinas que transforman la energía de la corriente eléctrica en movimiento (energía cinética).

Un conductor por el que circula una corriente eléctrica en el interior de un campo magnético experimenta una fuerza magnética. Con el diseño adecuado la fuerza magnética hace girar el conductor en torno a un eje de rotación.

En nuestro caso al colocar los extremos rectos de la bobina en los agujeros de los imperdibles completamos el circuito eléctrico y la corriente comienza a circular por la bobina. El imán proporciona el campo magnético y, con el diseño adecuado, la fuerza magnética produce el giro de la bobina.

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Últimos datos—SOL Y CIENCIA

Últimos 108 días de datos solares: Mostramos los últimos 108 días de datos recolectados por el satélite GOES 15, pertenecientes a: 1 fila: Rayos X (procedentes a las fulguraciones) 2 fila: Cantidad de manchas solares visibles por día 3 fila: Niveles de protones detectados por el satélite GOES15 4 fila: Nivel de rayos cósmicos detectados por el detector de Moscow 5 fila: Estado del campo magnético terrestre detectado por el magnetómetro del satélite GOES15

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