Sol y Ciencia ed.1 (GAME)

Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica Publicación nº 1

-

Enero 2013

- G.A.M.E.

El espectro de luz solar El riesgo de los satélites

Seis

minutos

en la vida del Sol Los mejores 10 eventos del 2012

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amos la bienvenida a todos nuestros lectores de la revista de GAME nombrada como Sol y Ciencia. Esta revista nace con la intención de poder difundir la meteorología espacial a la vez de poder difundir todas aquellas noticias relacionadas con esta ciencia tan dinámica a la vez de imprevisible.

Sol y Ciencia aparecerá cada trimestre en formato digital principalmente aunque no descartamos en un futuro tener ediciones impresas.

GAME durante este año 2013 tiene una gran cantidad de proyectos y/o objetivos a cumplir, entre ellos esta revista presente y también otros como Solar Nebulon 2, película y documental musical del cual prepararemos a lo largo del año, no sin olvidar nuestros compromisos: investigación, difusión de la meteorología espacial, y la formación de aquellas personas que quieran aprender esta ciencia, a la vez de la realización de cursos tanto online como presenciales.

Esta revista, además de GAME, contará con varios colaboradores entre ellos: Grupo de Prevención de Emergencias Climáticas, AstroAnoia y otros colaboradores. Esperamos que sea de vuestro agrado y cualquier sugerencia pueden dirigirse a la siguiente dirección de email: admin@ccme.es

Índice 3

EDITOR: Presentación de Sol y Ciencia NOTICIAS:

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El riesgo en los satélites

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Misión de la NASA EUNIS: Seis minutos en la vida del Sol

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.Los mejores 10 eventos del Sol del

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.¿El Sol dormido en pleno máximo so-

año 2012

lar?

APRENDE CIENCIA

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Auroras artificiales

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¿Qué es el espectro solar?

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Sopa de letras Solar

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Experimenta con GAME

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Las mejores auroras boreales COLABORADORES DE GAME:

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Nociones de prevención… ….por GPEC

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Astronomía general…

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LA HISTORIA CIENTIFICA

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

...por AstroAnoia

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Noticias—SOL Y CIENCIA

El riesgo de los satélites...

Las partículas de alta energía emitidas por el Sol pueden llegar a dañar satélites de comunicaciones.

Estas partículas se posan en los satélites creando cortocircuitos e inducen electricidad dentro de los circuitos del satélite haciendo creer que se están enviando comandos “fantasma”. Un satélite esta repleto de chips en el cual circula electricidad pura. Cuando estas partículas inducen electricidad, llegan a parar dentro de los circuitos primarios de los satélites creando ordenes falsas, por lo que el satélite cree que han sido enviados desde la Tierra, cuando en realidad son únicamente producidas por

estos comandos fantasma.

A todo ello, los satélites que orbitan muy cerca de la ionosfera, denominados satélites LEO, cuando hay un exceso de partículas en la ionosfera por un evento solar, está se calienta y aumenta de grosor, haciendo que estos satélites que están cerca de esta capa entren en ella y empiecen a frenarse lentamente hasta caer a la superficie terrestre quedando totalmente pulverizados por la atmosfera terrestre.

Estos son los dos riesgos más importantes en cuanto daño de satélites por causas de la meteorología espacial. Además es complicado poder protegerlos, la única solución es desactivar dichos satélites antes de que lleguen las partículas energéticas. Pero no siempre se llega a tiempo… Los

daños en los satélites suponen billones de € en perdidas y bastantes comeduras de cabeza. Y como bien sabemos, cada vez dependemos mas de la tecnología…

Redactado por: Jose Maria Llenas Quieres colaborar con la revista Sol y Ciencia aportando un articulo interesante, tienes tienda propia de astronomía y te gustaría tener publicidad sobre ella totalmente gratuita, eres una institución astronómica y quieres aportar un apartado de interés, pues contacta con GAME a través de la dirección: admin@ccme.es Contactaremos con la máxima brevedad posible.

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Noticias—SOL Y CIENCIA

Misión de la NASA EUNIS: Seis minutos en la vida del Sol Una nueva misión de la NASA para estudiar el sol hará su tercer lanzamiento al espacio en un vuelo de seis minutos para recoger información sobre la atmósfera del Sol, El lanzamiento de la misión EUNIS, acrónimo de Extreme Ultraviolet Normal Incidence Spectrograph, fue para el 15 de diciembre 2012, desde White Sands. Durante su viaje, EUNIS reunirán una nueva instantánea de datos cada 1,2 segundos para realizar el seguimiento de los flujos de temperaturas diferentes a través de esta compleja atmósfera, conocida como la corona.

Un estudio completo de la atmósfera solar requiere que se observe desde el espacio, donde se puede ver el ultravioleta, o UV, los rayos que simplemente no penetran en la atmósfera terrestre.

Estas observaciones se pueden hacer de estas dos maneras - enviar un satélite a largo plazo para mantener una vigilancia constante sobre el sol, o lanzar un cohete más barato, conocido como un cohete sonda, para un viaje de seis minutos sobre la atmósfera de la Tierra para recoger datos rápida y furiosamente lo largo de su corto viaje hasta una altitud de 200 millas.

Seis minutos no suena a mucho pero con una exposición cada 1,2 segundos, se obtiene un tiempo de resolución muy bueno y una gran cantidad de datos. Así que podemos observar pequeños detalles de cómo los eventos dinámicos en el sol suceden en tiempos de dos a tres minutos.

Viendo el sol de esta manera ayuda a los científicos a comprender los complejos movimientos de material solar - un gas caliente, cargado conocido como plasma - cuando se calienta y se enfría, levantándose, hundiéndose y deslizándose alrededor con cada cambio en la temperatura. Además de la complejidad de los flujos, son campos magnéticos que viajan junto con el plasma que también guían los movimientos del material.

¿Sabías que?

Cuestión de escala… LA DISTANCIA AL SOL Y A LOS PLANETAS A ESCALA Imaginemos que creamos un universo a escala, en el que la Tierra tendría un tamaño de un milímetro de diámetro.

Si la Tierra fuera una esferita de un milímetro de diámetro el Sol sería una pelota de once centímetros y estaría a unos doce metros de distancia. La estrella más cercana, Alfa Centauri, estaría a 3100 kilómetros de distancia.

Respetando la escala, la Luna sería del tamaño de una motita de polvo a tres centímetros de la Tierra. Los planetas Mercurio, Venus, Tierra y Marte caen dentro de los 18 metros del Sol. El gigante Júpiter, ahora de 1,1 centímetro, quedaría a unos 62 metros del Sol y Plutón (que ahora dejó de ser planeta) estaría a 450 metros del Sol. Pasando Neptuno, ahora el último planeta, comienza el Cinturón de Kuiper, reservorio de cometas de corto período. Este se extendería desde los 360 metros hasta los 6 kilómetros y para llegar a la zona de los cometas de largo período (nube de Oort) habría que viajar 1200 kilómetros y 3100 para llegar a Alfa Centauri. Si queremos salir de la Vía Láctea y visitar a la galaxia más cercana, la Nube Mayor de Magallanes, tendremos que viajar 120 millones de kilómetros.

La técnica que utiliza EUNIS para observar el sol se conoce como espectroscopia. La toma de fotografías del sol es una forma muy útil de observación, pero requiere mirar una sola longitud de onda de la luz a la vez. Un espectrómetro por otra parte no proporciona imágenes de una manera convencional, pero contiene información sobre la cantidad de cualquier longitud de onda dada de la luz que se reciba, mostrando "líneas" espectrales en longitudes de onda donde el sol emite mas radiación .

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Noticias—SOL Y CIENCIA

lescopio Extreme Ultraviolet Normal Incidence Spectrograph. En cada vuelo, los científicos dirigieron su atención a centrarse en un aspecto diferente de su investigación. Durante este vuelo, el instrumento observó una banda de luz ultravioleta extrema con longitudes de onda 525 a 630 Angstroms con mejor sensibilidad y una mayor resolución espectral que cualquier instrumento anterior. Este conjunto de longitudes de onda abarca una amplia gama de temperaturas, lo que representa plasma solar de 45.000 a 18 millones de grados Fahrenheit (25.000 a 10 millones de grados Kelvin), que incluye los intervalos de temperatura de material de cerca de la superficie del sol a la corona mucho más caliente por encima. Puesto que no se sabe por qué la corona se pone más caliente cuanto más lejos está Puesto que cada línea espectral corresponde a una del Sol - a diferencia, por ejemplo, un incendio temperatura dada de material, esta proporciona donde se enfría el aire más lejos - estudiar una gainformación sobre la cantidad de plasma de una ma tan amplia es parte fundamental para la comtemperatura dada. Cada longitud de onda corres- prensión de ese proceso. ponde también a un elemento en particular, como el helio o el hierro, y espectroscopia también pro- Con una ventana de seis minutos, EUNIS es poco porciona información sobre la cantidad de cada probable que veamos una gran erupción específica elemento presente. Cada instantánea espectrográ- sobre el sol, como una llamarada solar o eyección fica de EUNIS se basa en la luz de una franja larga y de masa coronal (CME), pero desde que el sol se estrecha que atraviesa aproximadamente la terce- está moviendo actualmente en la cúspide de su ra parte del sol visible - cerca de 220.000 kilóme- ciclo de 11 años, lo hacen Esperamos ver un sol tros de largo. bastante activa.

Este es el tercer lanzamiento de la misión EUNIS, pero el décimo en una línea de cohetes similares donde fue nombrado el predecesor Sert para Te-

Las dos últimas veces EUNIS volaron fueron en 2006 y 2007.

Redactado por: Jennifer Carrasco

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Los mejores eventos en el Sol del 2012 Finalizado el año 2012, hacemos un resumen de los mejores diez eventos que han sucedido en el Sol durante todo el año 1. 19 de enero: Fulguración de clase M3 en la región activa 11402 Esta fulguración mediana tuvo de todo: buenos arcos coronales, una cúspide muy buena (mejor visible en los rayos X), un evento de protones pequeño, y un halo completo causado por la eyección de masa coronal (CME posterior) que causó una tormenta geomagnética, el 22 de enero y que era lo suficientemente fuerte para exponer algunos satélites geoestacionarios para el viento solar. La región activa 1402 volvería a repetir el mismo ejemplo dos veces posteriormente el 23 de enero con una fulguración M8.7 y una fulguración X1.7. Ambos eventos fueron acompañados también por moderados a fuertes eventos de protones, y una CME muy rápida (> 2.000 km / s).

2. 24 de febrero: Erupción de filamento magnético Un filamento de al menos 400.000 kilómetros de largo en el cuadrante noreste solar entró en erupción en la noche del 23-24 de febrero, sin dejar una firma de rayos x. Sin embargo, en este caso, debido a la longitud del filamento, el tsunami solar se extendido en paralelo desde donde el filamento se encontraba originalmente.

Este "cañón-de-fuego", como fue apodado pronto en Internet, salió eyectado con velocidades de hasta 20.000 km / h.

3. 7 de marzo: Fulguración de clase X5.4 en la región activa 11429 La segunda fulguración más grande de rayos X en lo que va del ciclo solar se produjo a la medianoche del 7 de marzo 2012 por la región activa 1429. Fue acompañada por la tormenta de protones más fuerte hasta ahora en el ciclo solar numero 24., y causó motivos suficientes para que las aerolíneas que tenían que hacer sus vuelos cerca de la zona polar tuvieran que desviarse por falta de comunicación. Fue la firma más grande de protones registrada por la sonda Curiosity que en ese momento estaba en camino a Marte. Una nube de plasma también fue expulsada directamente hacia la Tierra (full CME halo) y, finalmente, dio lugar a una gran tormenta geomagnética el 9 de marzo.

4. 16 de abril: Fulguración de tipo M1.7 en región activa 11461 Las imágenes visualmente impactantes de esta erupción inmediatamente captó la atención de los medios de comunicación en todo el mundo. Aparte de la explosión de fuerza media, no hubo efectos posteriores para la Tierra.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Noticias—SOL Y CIENCIA 5. 8 de julio: Fulguración de clase M6.9 en la región activa 11515 La región activa 11515 fue visible en el Sol del 27 de junio al 9 julio de 2012. Se mostró significativamente dinámica por parte de sus manchas solares, estas giraron continuamente, partiendo y chocando entre sí. Por lo tanto, no es de extrañar que durante su tránsito, esta región activa produjera 30 fulguraciones de clase M y también una fulguración de clase X (el 6 de julio).

6. 17 de julio: fulguración de clase M1.7, brillante y con una solida CME Las CMEs se observan en una amplia variedad de formas: pistones, bombillas de luz, de humo, anillos ... El 17 de julio se produjo la CME probablemente más sólida y más brillante de 2012. Fue producida por una fulguración de clase M1.7 en la región activa 11520 de larga duración.

7. 19 de julio: Fulguración de clase M7.7 en la región activa 11520 La región activa 11520 fue el mayor grupo de manchas solares durante el 2012, y la segunda más grande en lo que va del ciclo solar. Este grupo no era muy complejo magnéticamente y produjo sólo un puñado de fulguraciones fuertes. Sin embargo, la última fue una verdadera belleza.

Los bucles coronales, mensaje de la llamarada M7 eran muy redondos.

8. 31 de agosto: Erupción de filamento magnético Otra erupción de filamento magnético ocurrió el 31 de agosto. Este filamento en realidad estaba haciendo su segunda aparición, después de un tránsito más temprano y bastante dinámico durante la primera quincena de agosto. La erupción fue acompañada por una fulguración C8 y con una completa halo de CME causando una tormenta geomagnética de menor importancia.

El núcleo del filamento expulsado no fue dirigido hacia la Tierra.

9. 5 de octubre: Evento de muy larga duración Los datos de rayos X de esta relativamente pequeña fulguración de clase B7.8 duró 7,5 horas (una de las más largas en lo que va del ciclo solar), pero si se incluye la reconexión de pre-erupción y el desarrollo post-fulguración, el evento duró por lo menos ¡15 horas! La nube de plasma expulsado desató una tormenta geomagnética moderada, el 8 de octubre.

10. 14 de octubre: CME con forma bombilla de plasma Las CMEs de vez en cuando tienen forma de una bombilla. Por lo tanto, el bucle brillante de plasma caliente que acompañó a la erupción C4.8 hizo esta erupción bastante inusual y a la vez también visualmente atractivo. El evento se presentó en la región activa 11593, una región relativamente pequeña justo detrás de la extremidad nordeste solar.

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¿El Sol dormido acercándose al máximo solar?

El sol se somete a un ciclo de actividad durante el cual el número de manchas en su superficie aumenta y disminuye durante un período aproximadamente de 11 años. Las manchas solares son áreas enormes de intensos campos magnéticos. En ellas se pueden producir fulguraciones entre otros eventos. Cuando las partículas eyectadas por una fulguración chocan contra la tierra, alteran y pueden dañar muchos de nuestros sistemas tecnológicos, como los sistemas de posicionamiento global, las telecomunicaciones, las rutas aéreas polares, satélites y redes eléctricas entre otros. La radiación también supone un peligro para los astronautas. En la actualidad, nos encontramos en un período inusual y extremadamente silencioso de la actividad solar, con varios aspectos récord. ¿Pero que está causando esto?

jos de norte-sur y flujos de esteoeste (circulación meridional y la oscilación de torsión, respectivamente) además de la rotación diferencial en el ecuador solar que gira más rápido que los polos. La combinación de estos flujos y su interacción con el campo magnético creado por las partículas en movimiento, con carga eléctrica en el plasma solar, crea el ciclo de manchas solares a través de un mecanismo de dinamo. La ciencia de la heliosismología a hecho posible sondear el interior solar y observar evolucionar estos flujos a medida que avanza el ciclo.

La heliosismología es el estudio de las ondas de sonido que llenan el interior solar. Las ondas acústicas son atrapadas en el gradiente térmico en el interior del sol, y las mediciones de sus propiedades, en particular sus frecuencias temporales, pueden ser analizadas para estimar El ciclo de las manchas solares se la dirección y magnitud de los flujos cree que surge de movimientos de en función de la profundidad, posigran escala en el interior del sol: flu- ción horizontal, y el tiempo.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

¿Sabías que? ¿DE QUE COLOR ES EL SOL? A pesar de que la atmósfera nos hace creer que el Sol es amarillo, su color real es el blanco. Nuestra percepción errónea se debe a que de todos los colores que emite el astro rey, el más intenso es el verde, que, restado el azul del cielo, se traduce en amarillo para la vista humana.

En realidad, cuanto mayor es la temperatura de un cuerpo, más blanco se ve -un buen ejemplo son las bombillas de uso doméstico-. Además, la luz solar a de ser blanca para respetar los colores reales de los objetos al reflectar sobre ellos. Es decir, para que sólo veamos los espectros de luz reflectados.

En conclusión, el Sol es blanco, a pesar de que nuestros ojos son más sensibles a la longitud de onda de la luz y no somos capaces de ver todas las gamas que irradia… lo que nos hace verlo amarillo.

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Noticias—SOL Y CIENCIA

La culpa fue del magnetismo Ahora, ¿cómo explicamos la actividad solar con su magnetismo? Un campo magnético se define con líneas de fuerza que, en condiciones normales, deberían unir directamente los dos polos, el sur y el norte. Pero como el Sol rota más velozmente en el ecuador que en los polos, esas líneas de campo magnético se van torciendo y curvando en el ecuador en dirección este oeste, hasta tal punto que las líneas emergen a la superficie y forman bucles magnéticos, en cuya base suelen encontrarse las manchas.

El proceso de análisis es muy similar a la utilizada para los terremotos terrestres, y crea una ecografía de los flujos. El resultado, se muestra en la imagen superior y se muestra la oscilación de torsión a una profundidad de 1.000 kilómetros debajo de la superficie solar como un par de rojo y amarillo, uno para el ciclo anterior, y uno para el ciclo que se inicia. La comparación de los dos patrones, que se muestran en las líneas azules, revela que el flujo para el ciclo actual es lento en su recorrido desde los polos hasta el ecuador. Hasta la fecha, en comparación con el ciclo anterior, el flujo ha tomado 1,5 años más en llegar a la latitud donde las manchas solares típicamente comienzan a emerger en gran número.

Dicho de otra forma, tenemos que fijarnos principalmente en las franjas de color rojo y amarillo. Si nos fijamos bien, se observa como la oscilación de torsión, es decir, el nuevo inicio de los movimientos de las polaridades magnéticas del

Sol, en el anterior ciclo solar, se inicio antes del año 1995. Las manchas solares deberían de haber empezado a aparecer a mediados de ese mismo año, y hasta casi mediados del año 1997 no aparecieron. En este ciclo solar actual el primer indicio de movimiento de la polaridad magnética del Sol se observo a mediados/finales del año 2003. Si todo hubiera surgido bien, las manchas solares, en un inicio del ciclo solar, deberían de haber aparecido a una latitud aproximada de 30º, es decir a mediados del año 2006, y no fue hasta el año 2009 cuando se empezaron a observar en latitudes normales.

A todo ello podemos decir que existió una diferencia de casi prácticamente un año y medio de retardo en el inicio del ciclo solar.

La cuestión es.. ¿Para el próximo ciclo solar nº 25, la actividad solar será mínima? ¿O mejor dicho.. ¿Tardaremos años en observar actividad solar?

Redactado por: Jose Maria Llenas

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

¿Sabías que?

¿Qué son las auroras?

Auroras artificiales…

Las auroras son un fenómeno natural visibles a simple vista. En el hemisferio norte se las llama Auroras borealis o luces del norte. En el hemisferio sur se las llama auroras australis. Se trata del efecto más visible de la actividad del Sol en la atmósfera terrestre. La mayoría de las auroras ocurren en las regiones más al norte o más al sur. El color más común es el verde y suelen ocurrir a entre 97 y 1000 kilómetros sobre la superficie de nuestro planeta.

El fenómeno está asociado al viento solar, un flujo Las esferas son huecas, de cinco y diez centímetros continuo de partículas eléctricamente cargadas del Sol. Cuando estas partículas alcanzan el campo de diámetro. Están hechas de dos mitades roscamagnético de la Tierra, algunas quedan atrapadas y das.

Para ello se usa una fuente de alimentación de alta viajan hacia los polos magnéticos. Cuando estas partículas cargadas chocan con átomos y moléculas tensión de 10 kV. También usa imanes de tierras en la atmósfera, se libera energía que forma las raras, un sensor de tensión y otros artículos cuyo auroras. valor total alcanza los 12 mil euros.

Desde hace varios años, los científicos hemos intentado crear y recrear auroras en laboratorios, con el fin de poder estudiarlas e investigar sobre ellas.

Para ello se usa una cámara de vacío de 50 litros, hecha en Plexiglas con una base de aluminio. En el interior hay un ducto eléctrico montado en una rueda. Las esferas están montadas en bases que se mueven arriba y abajo.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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El espectro de luz solar al completo

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA

¿Qué es el espectro de luz solar?

En 1701, Newton usó un prisma y descompuso por primera vez la luz solar en colores. Cualquier luz se puede descomponer con un prisma o una red de difracción, y lo que se obtiene es su espectro. Los espectros pueden explicarse a través de las tres leyes que Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen descubrieran en el siglo XIX.

Entonces, un gas frío puede absorber la misma energía que emite cuando está caliente y, por eso, si se pone el gas entre una fuente incandescente y un espectroscopio, el gas absorbe las mismas líneas en el espectro continuo de la fuente de incandescencia que cuando el gas emite cuando está caliente, generando en el primer caso el espectro de absorción.

1ª Ley: Un objeto sólido incandescente produce luz con un espectro continuo.

Esto es lo que sucede en la atmósfera del Sol. Los 2ª Ley: Un gas tenue caliente produce luz con lí- elementos contenidos en el gas de la atmósfera neas espectrales en longitudes de onda discretas solar absorben las frecuencias asociadas a las líque dependen de la composición química del gas. neas espectrales de esos elementos. Ese hecho fue verificado por Joseph Fraunhofer en 1814, que lle3ª Ley: Un objeto sólido incandescente rodeado de gó a catalogar hasta 700 líneas oscuras en el especun gas a baja presión produce un espectro conti- tro del Sol, que se llaman líneas de Fraunhofer. Las nuo con huecos en longitudes de onda discretas principales se presentan en la tabla siguiente, rescuyas posiciones dependen de la composición quí- petando la designación original de Fraunhofer mica del gas, y coinciden con las de la 2ª Ley. (1817) de las letras para las líneas de absorción en Las líneas de emisión del gas tenue son debidas a el espectro solar. las transiciones electrónicas entre dos niveles de Es importante darse cuenta de que analizando la energía, que ocurren cuando los fotones interac- luz que nos llega del Sol o de una estrella, podemos túan con la materia. Como sería más tarde explica- saber de qué está hecha, sin necesidad de ir hasta do por Niels Bohr, los niveles de energía en los áto- allí. Hoy día los espectros se toman con alta resolumos están perfectamente cuantizados y por eso las ción, detectando múltiples líneas. frecuencias emitidas son siempre las mismas, pues la diferencia de energía entre los niveles es cons- Redactado por: Jose Maria Llenas tante.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Sopa de letras Solar

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA La respuesta es fácil, y de hecho hoy hemos realizado el experimento en GAME con éxito. Con solo un trompeta de juguete o un embudo es fácil realizarlo. Solo precisará del siguiente material: * Trompeta de juguete o embudo

EXPERIMENTA CON GAME NIVEL DE DIFICULTAD: FACIL



Sierra para cortar a medida



Papel de fotografía (aunque en la imagen se muestra tela de proyección).

El ocular que tenemos en nuestro telescopio Para ello, tenemos que insertar el ocular dentro del embudo y en el extremo grande, colocar un papel de fotografía (no se obtiene el mismo resultado con un folio normal. En la imagen se muestra tela de proyección). A la vez colocar este gran

Os proponemos realizar el siguiente experimento en casa si disponéis de un simple telescopio normal y corriente. ¿Qué es una pistola solar?

Básicamente la pregunta que nos podemos hacer es… si tengo un telescopio y no dispongo de filtro..

Como observar el Sol sin correr ningún riesgo.

“ocular” al telescopio por el método normal.

De esta forma se puede conseguir observar el Sol y las manchas solares sin riesgo alguno. Este experimento se le llama “pistola solar”.

CONSEJO: Aconsejamos no hacer este tipo de proyección durante mas de 4 minutos seguidos. El telescopio podría calentarse mucho en su interior y los componentes plásticos podrían dañarse. No obstante, cada cuatro minutos aconsejamos tapar el tubo del telescopio, esperarse unos minutos y volver a retomar el proceso.

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Las mejores Auroras Boreales

fot贸grafo Robert Berdan

isla de Hamnoying (Noruega)

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Kevin Lam

rank Olsen, tomada en Sortland (Noruega)

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

Ayuda a prevenirte... ...por GPEC

Por parte de GPEC (Grupo de Prevención de Emergencias Climáticas) nos aportarán en cada numero varias nociones de prevención ante cualquier tipo de catástrofe climática tanto local como global. Por ello, GPEC colaborará con la revista Sol y Ciencia para aportarnos información al respecto:

Material básico de prevención: Los principios básicos a tener en cuenta en lo que Los artículos de supervivencia siguen al igual tres a emergencias se refiere son tres: material , for- características fundamentales las cuales son: mación y actuación.

Ocupar poco espacio , así tendremos espacio suficiente para llevar otros artículos no tan vitales Empezaremos por el material básico que tenemos que tener en casa para cualquier eventualidad , dicho material sería necesario para cualquier salida al monte , excursión etc.., ya que disponer de el puede suponer el poder realizar los primeros auxilios a alguien , como tener bebida y comida si nos perdemos durante un tiempo prolongado en la naturaleza , o incluso salvar la vida.

Que pese poco , tenemos que ir con nuestra mochila bien equipada pero no que vayamos con sobre peso ya que si tenemos que salir corriendo ho realizamos un largo trayecto el peso no sea un inconveniente Que sea multifuncional , ya que con pocos artículos podamos estar suministrados y podamos hacer todas las funciones principales para sobrevivir.

KIT BASICO 72 HORAS Este es el kit básico que tenemos que tener para lo esencial en cualquier emergencia y supervivencia, esta pensado ( como bien indicamos arriba) para estar tres días fuera de nuestro hogar , ( ya que ese es el tiempo que puedan llegar los servicios de emergencias para un rescate en principio) , aunque en próximos números de la revista iremos incluyendo mas artículos para una ausencia mas prolongada.

Ideal para cada uno de los miembros de un grupo o familia, todo el equipo tiene que ir en una práctica mochila de nylon impermeable de 20 litros ( pequeña )de un color llamativo para así ser mas fácil identificarla a larga distancia, en la que sobrara espacio para que se pueda poner artículos personales, medicamentos especiales o lo que estime oportuno para un caso de emergencia o supervivencia , el tema de marcas o fabricantes es otro tema solo os ponemos lo que tiene que ir en la mochila como ESENCIAL.

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA Este kit básico de 72 horas se compone de estos diferentes artículos: Ración de comida de emergencia altamente nutritiva, de 2500 Kcal lista para consumir, que proporciona una alimentación diaria altamente equilibrada. Cada paquete contiene 18 barritas de 139 Kcal cada una (9 barras pre-cortadas por la mitad). Cada paquete proporciona comida para una persona para TRES días.

Proporcionar una dieta equilibrada en casos de supervivencia.

Disuelto con agua se forma una papilla ideal para niños Pastilla de potabilización de agua, suficiente para mas de una semana para una persona Cada pastilla potabiliza 1 litro de agua.

Elimina el 99,9% de gérmenes y bacterias que puedan haber en el agua , suelen haber encada caja unas 50 pastillas.

Saco de dormir emergencia Naranja En principio cualquier saco serviría pero como hemos comentado este ocuparía el menos espacio posible y es impermeable lo que hace que nos sirva de protección contra la lluvia para otros artículos que podamos llevar.

De pequeñas dimensiones plegado, pero se convierte en un saco de dormir de polietileno de gran tamaño.

Compacto y ligero lo hace ideal como protección contra los elementos y como capa impermeable para el saco de dormir.

Silbato emergencia 5x1 Como os indicábamos al principio aquí tenéis un ejemplo de las pautas que siguen los artículos de supervivencia , un objeto multifuncional Silbato de emergencia color naranja o color llamativo con compartimento estanco para medicamentos o cerillas , incluye un pedernal iniciador de fuego así como brújula en el chasis y espejo de señales Bastones de luz – Verdes Excelentes para iluminación de emergencia, no solo para vernos mejor por la noche sino para ser mas localizables cada uno de nosotros y así que reconozcan nuestra posición en caso de una emergencia En color verde. Duración 12 horas

Linterna llavero Son preferibles las linternas con baterías AA o bien AAA, ante las de botón, ya que en caso de emergencia son mucho más fáciles de encontrar, son muy comunes, las hay en todas las tiendas, supermercados, hipers, en los mandos a distancia, en las radios, en las consolas de juegos portátiles, etc. Por otro lado también pueden usarse de recargables si se dispone de un cargador solar y/o manivela. La capacidad de carga de una batería AAA es de hasta 4 veces superior a 3 de botón.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA Cerillas antitormenta Más fuertes y más eficaces que las cerillas normales, estas cerillas tienen cabezas extralargas y funcionan incluso con fuertes vientos y bajo la lluvia.

Aprobadas por la OTAN La cabeza está barnizada normalmente van 25 cerillas en un envase impermeable.

Actualmente en uso por UK MoD, Cruz Roja, Cuerpo de los Marines y Fuerzas aéreas de los EE.UU., OTAN, GSA, UNICEF y otros.

Manta térmica Plata Esta manta térmica cunado esta empaquetada sirve también como espejo de señales , por si efecto reflectante y también nos puede servir para mantener la temperatura de los alimentos , aparte evidentemente de hacer la función de protegernos del frío Manta térmica ligera para emergencias. Plata-plata Retiene el 90% del calor corporal radiado por el cuerpo, también aísla del calor solar

Estos , son la mayoría de artículos que tendremos en nuestro kit de emergencias de 72 horas básico .

Aquí os mostramos el listado de todos los artículos que componen este kit , los que hemos mostrado y los que no.

1-Ración de Emergencia de 2500 Kcal 10-Tabletas purificadoras de agua 1 Lit. 1-Botella de aluminio de 1 litro. (vacía) 1-Navaja multiusos con 13 funciones 3-Calientamanos 1-Poncho de emergencia 1-Manta de emergencia 1-Saco de dormir de emergencia 1-Silbato emergencia 5 en 1 (con brújula, portacerillas y espejo señales) 3-Barras de luz química de 12h 1-Linterna llavero 1-Bote 25 cerillas antitormenta 3-Paquetes pañuelos papel 1-Bolsa de basura grande 3-Bolsas zip En los siguientes números de la revista iremos ampliando artículos que podemos añadir a nuestra mochila , recordad que solo el echo de disponer de este material nos puede salvar de algún apuro o incluso la vida tanto en la montaña como en el bosque.

Documento elaborado por G.P.E.C: https://www.facebook.com/ grupoprevencion.emergenciasclimaticas

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA

Astronomía general…. ….por AstroAnoia Esta sección será protagonizada por AstroAnoia, Agrupació Astrònomica Anoia. AstroAnoia es principal miembro colaborador de GAME en el día a día y por ello esta sección será inaugurado por esta agrupación astronómica de la cual cada numero de la revista Sol y Ciencia nos traerá material sorprendente sobre astronomía en general: www.astroanoia.org

La cara oculta de la Luna Queremos realizar un viaje por el Cosmos, un viaje hacia lo conocido y lo desconocido, un viaje hacia planetas y hacia otros soles, hacia galaxias con miles de millones de estrellas, descubriendo objetos que nacen, evolucionan y muren. Empezamos un viaje por el espacio y el tiempo, y lo iniciamos intentando conocer un poco más a nuestra vecina, nuestra compañera de viaje: la Luna.

sotros. El Sol se encuentra a 150 millones de kilómetros, pero la distancia media de la Luna es de sólo 385.000 kilómetros. Como la órbita de la Luna alrededor de la Tierra es elíptica, no perfectamente circular, la distancia real varia entre los 350.000 y los 400.000 kilómetros. Su diámetro es de sólo una cuarta parte del diámetro de la Tierra: 3.500 kilómetros, comprado con los 12.700 kilómetros de nuestro planeta. La luz blanca que vemos en la Luna Comparada con el Sol o con cualquiera de los plane- es en realidad luz del Sol reflejada en las rocas y tas del Sistema Solar, la Luna está muy cerca de no- arena de la superficie lunar.

La imagen de la izquierda muestra la cara de la Luna que es visible desde el planeta Tierra. La imagen de la izquierda muestra la cara de la Luna que nunca puede verse desde la superficie terrestre: la llamada cara oculta de la Luna. Créditos de la imagen: NASA/JPL/USGS.

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA Un aspecto curioso es que la Luna siempre presenta la misma ‘cara’ a los habitantes de la Tierra (ver Figura 1). Este hecho es debido a que el tiempo que tarda en dar una vuelta sobre sí misma (rotación) es el mismo que el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra (translación). Esto no es una coincidencia, sino el resultado de millones de años de interacción gravitatoria entre ambos cuerpos celestes. Los giros de la Luna alrededor de la Tierra alrededor de la Tierra durante millones de años han ido frenando su velocidad de rotación, más rápida al principio, hasta acompasarla con la de translación. Esto hace que desde la Tierra sólo podamos ver un hemisferio (una cara) de la Luna (en realidad podemos ver hasta un 60% de la superficie lunar gracias a los movimientos de libración). Debido a este efecto, ningún humano había podido contemplar la cara oculta de la Luna, hasta que el 7 de octubre de 1959, la sonda soviética Luna 3 (ver Figura 2), la fotografió por primera vez.

Redactado por: Álvaro Sánchez-Monge (AstroAnoia)

Sello commemorativo de la misión espacial Luna 3 que permitió fotografiar por primera vez la cara oculta de la Luna.

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La historia científica—SOL Y CIENCIA

La historia científica: Transformaciones en el núcleo del Sol Que nuestra estrella genera energía es evidente, cualquiera puede percibir las radiaciones que emite en un amplio campo del espectro electromagnético: Luz, calor, ondas de radio, infrarrojos, ultravioletas, rayos X, rayos gamma. Todas ellas pueden ser medidas y registradas con distintos dispositivos, tanto en tierra como en órbita, dándonos diferentes informaciones al respecto. Pero también emite partículas, como protones, electrones, neutrinos y fotones (estos últimos entran en la radiación Luz). La pregunta que cabe hacerse es: ¿Cuál es el mecanismo que produce todo esto?

Intentaremos describirlo de una forma sencilla.

Lo primero que hay que decir es que la composición del Sol es la que sigue

Hidrógeno

73,46%

Helio Oxígeno Carbono Hierro Neón Nitrógeno Silicio Magnesio

24,85% 0,77% 0,29% 0,16% 0,12% 0,09% 0,07% 0,05%

Azufre

0,04%

Siendo una estrella joven, la cantidad de Hidrógeno que contiene aun es importante y es en ese elemento que se basan sus reacciones principales. Ahora bien, el núcleo, en teoría, tiene una composición media como la siguiente: Hidrógeno Helio Otros (catalizadores)

49% 49% 2%

Hablaremos un minuto del famoso “plasma” solar. Los estados de la materia más comunes en nuestro planeta (por no decir, los únicos) son 3: Sólido, Líquido, y gaseoso.

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La historia científica—SOL Y CIENCIA Caracteriza al sólido una estructura interna que mantiene su forma y cohesión. Si la temperatura aumenta suficiente, los enlaces moleculares se transforman en otros que mantienen una cierta cohesión pero no la forma, transformándose en líquidos. Luego, seguimos aumentando la temperatura y esos enlaces directamente desaparecen, quedando moléculas libres para vagar según leyes de difusión según el medio, y se convierten en gases. Pero ¿Qué ocurre si aumentamos aun más la temperatura? A medida que entregamos energía a la molécula, en forma de calor, o microondas, o colisiones, o la que se les ocurra, los enlaces más fuertes comenzarán a romperse, comenzando por los enlaces internos de la molécula, dejando átomos libres, y luego liberando, capa a capa, los electrones que orbitan los átomos, quedando los núcleos desnudos en una “sopa” de electrones y núcleos (protones y neutrones). Se comporta como un

líquido) en algunos aspectos, pero es un estado diferente, con sus propios comportamientos magnéticos y eléctricos.

Esto es Plasma.

Como agregado, si la temperatura sigue aumentando, se llega a romper los enlaces internos del núcleo, dando lugar a la fisión nuclear, conocida por ser la fuente de energía en las centrales nucleares.

Bien, definido el Plasma, y la composición del Sol, debemos decir que el Hidrógeno es el átomo más simple que existe: un núcleo con un protón al que rodea un solo electrón. En la práctica, hemos dicho que en el plasma el protón está libre de su electrón, pero en química un elemento se diferencia de otro por cuantos protones tiene en su núcleo, por lo que, en adelante, cuando hablemos de “protones” son núcleos de hidrógeno que salen del plasma.

¿Sabias que?

El Sol emite cada segundo la escalofriante cantidad de energía de unos 386 billones de billones de megavatios. Si lo comparamos con las bombillas de la Tierra, toda esta energía y luz que deprende el Sol se podría comparar con unas 4 billones de billones de bombillas de 100 vatios.

fluido (gas o 24

La historia científica—SOL Y CIENCIA Se sabe que dos núcleos de hidrógeno deben fusionarse para crear helio, pero el helio tiene como núcleo dos protones y dos neutrones. Veamos: 2p  2p + 2n Algo no funciona ¿verdad? En realidad es así:

Reacción Protón-Protón: p+p

2

H + e+ + v Donde: 2H = Deuterio, núcleo de hidrógeno que consiste en un protón y un neutrón. Eso es un “isótopo”, un núcleo con igual número de protones y diferente número de neutrones.

4p  2p + 2n Dos de los protones se han transformado en dos neutrones, por una reacción llamada “decaimiento beta” ( o desintegración, o emisión beta)

Reacción Deuterio-Protón 2 H + p 3He Donde: 3He = Isótopo del Helio con un neutrón en su núcleo. El isótopo común es el 4 He

p +  n + e+ + v Reacción Helio –Helio Donde: p+ = protón n = neutrón e+ = positrón (antipartícula del electrón) v = neutrino

el 91% de las veces ocurre la siguiente: ³He +³He → 4He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV (τ ~ 2,4·105 años)

quedando finalmente: 4p+  2p+ + 2n + 2e+ + 2 v

Que nos devuelve 2 protones de los 6 empleados. Así es como se “consume el Hidrógeno para producir Helio”

Bien, la energía que se emite al crearse un núcleo de Helio es de unos 25 MeV, que es la diferencia de energía entre los 2 protones y los 2 protones resultantes, más dos neutrones, más dos electrones. Esa energía se libera en forma de luz y otro tipo de radiación, que saldrán hasta la superficie a través del súper-denso laberinto de partículas que componen el Sol. Los fotones, en este entorno, son absorbidos y emitidos millones de veces en su recorrido, considerándose que tiene una distancia media entre colisiones de 2 cm. Considerando el radio del Sol, y que las colisiones son aleatorias, explica algo que hemos repetido muchas veces: Los fotones recibidos hoy, fueron creados hace decenas de miles de años, lo que tarda en resolver ese laberinto.

Ahora comienza la cadena de creación de elementos químicos:

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La historia científica—SOL Y CIENCIA Sin embargo, el 9% restante de las veces ocurre lo siguiente:

3

He + 4He 7Be 7 Be + e- 7 Li + v 7 Li + p 4He + 4He -----------------------------------3 4 He + 4He He + 4He

En algún momento de su vida, comienza la creación de carbono, según el proceso llamado “triple alfa” (la partícula alfa es en realidad un núcleo de helio): 4

He + 4He ↔ 8Be

8

Be + 4He ↔ 12C + γ + 7,367 MeV Y como procesos secundario de la fusión del carbono, se obtiene oxígeno de la forma siguiente:

Esta cadena es dominante a temperaturas de 14 a 23 MK. ¿Recuerdan que en la composición del núcleo se hablaba de catalizadores? Aquí comienzan a aparecer, creándose Berilio-7, Litio-7, y Boro-8 (en la siguiente reacción). Esa es la definición real de un catalizador, un elemento que participa de la reacción pero no altera el balance final de elementos. Si no estaba al principio, no estará al final, y si lo estaba, no desaparecerá al final.

No es el caso aun, pero cuando su temperatura aumente aún más, calentada por los rayos gamma emitidos (y que son quienes mantienen la presión interna que evita que la estrella colapse), podrá darse la otra reacción más, variante de la última, aunque con muy poca probabilidad: ³He + 4He

→

7

Be + γ

7

Be + ¹H

→

8

B+γ

8

B

→

8

Be + e+ + νe

8

Be

↔

4

He + 4He

12

C + 4He → 16O + γ

Y se puede formar con cierta dificultad Neón por la fusión de Oxígeno con otra partícula alfa, de la siguiente forma: 16

O + 4He → 20Ne + γ

Teniendo una cantidad suficiente de carbono se puede avanzar a un ciclo que es principal en la segunda fase de formación de energía, el ciclo CNO (CarbonoNitrógeno-Oxígeno).

Imagen: El núcleo solar esta compuesto por varios elementos, siendo el mas pesado el Hierro y el ultimo en el cual consumirá.

Esta cadena es dominante si las temperaturas exceden los 23 MK. Esta cadena no es la principal fuente de energía del Sol debido a que las temperaturas de su núcleo aun no son los suficientemente altas. Sin embargo, es muy importante en el problema de los neutrinos solares debido a que estas reacciones generan los neutrinos más energéticos. (≤14.06 MeV).

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La historia científica—SOL Y CIENCIA Las reacciones del ciclo CNO son:

De cada reacción mostrada se libera energía, en forma de rayos gam12 C + ma, partículas cargadas, neutrinos, → 13N + fotón +1,95 MeV y fotones. Un apunte final es ha¹H 13 13 + blar de la producción de rayos X, N → C + e + νe +1,37 MeV que es una emisión propia de la 13 C + 14 variación de energía de partículas → N + fotón +7,54 MeV ¹ 1H cargadas, conociéndosela como 14 N + 15 “radiación de frenado”. Sea que un → O + fotón +7,35 MeV ¹ 1H electrón es desviado y frenado, un 15 15 + electrón es atrapado en una órbita, O → N + e + νe +1,86 MeV por ejemplo, emitirán rayos X. El objetivo final de este artículo es Y de forma secundaria (solo el desnudar de una forma simple, qué 0,04% de las reacciones): ocurre en el núcleo solar (hasta donde la ciencia nos ha permitido 15 1 16 calcular y observar) para que, la N+ H → O+γ 16 1 17 próxima vez que leamos que hay O+ H → F+γ un flujo de protones, electrones, la 17 F → 17O+ e+ + νe cantidad de radiación gamma, ra17 O + 1H → 14N + 4He diación X, o leamos sobre neutrinos solares, sepan de donde proceden y comprendan al Sol desde su Para estrellas con masas más ele- mismo corazón vadas que la nuestra, siguen procesos de fusión de carbono, fusión de oxígeno, fusión de silicio, hasta la Redactado por: Pablo Olmos formación de hierro, que es el veneno mortal de una estrella.

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¿Sabias que?

El núcleo del Sol es impresionante.

En su interior, la temperatura alcanza los 14 millones de grados Kelvin, la presión es de unos 340 mil millones de veces la presión en la atmosfera terrestre y la densidad es aproximadamente 150 veces mas denso que el agua en condiciones normales. A todo ello, si pusiéramos una simple porción del núcleo del Sol del tamaño de una gota de agua, nadie sobrevivirá a una distancia de unos 150km debido a la radiación que emitiría.

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