Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica Número 4, 2013. Octubre - noviembre - diciembre
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Índice NOTICIAS:
¿La Voyager 1 ha salido del sistema solar? (pag. 6)
La inversión de los polos solares, retrasados… pero algo normal
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(pag. 10)
El viento interestelar ha cambiado su dirección en los últimos 40 años (Pag. 12)
¿Porque las estrellas parpadean al observarlas? (Pag. 19)
La ruta del cometa C2012/S1 ISON (Pag. 20)
Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
Curiosity Capta un Eclipse Solar desde Marte Aurora boreal “embotellada” por la NASA ¿Ha salido definitivamente la Voyager 1 del sistema solar? Una fotografía lejana… muy lejana... Setiembre, el mes de los eclipses del SDO El gemelo del Sol La inversión de los polos solares retrasada… pero totalmente normal El viento interestelar ha cambiado su dirección en los últimos 40 años Un experimento sugiere una inesperada magia de los rayos cósmicos en la formación de nubes APRENDE CIENCIA:
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Las diferentes rotaciones del Sol Las magnitudes estelares ¿Qué pasaría si el Sol se apagará de forma repentina? ¿Por qué parpadean las estrellas al observarlas? Hoja de ruta del cometa C2012 S1 ISON Las mejores auroras boreales OIPE: Primeros auxilos Las manchas solares
¿De que esta formado el universo? Juegos solares
Últimos datos
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Noticias—SOL Y CIENCIA
Curiosity Capta un Eclipse Solar desde Marte
dujo dos o tres kilómetros más cerca del centro de la posición del Sol de lo que los investigadores preveían.
El rover Curiosity de la NASA captó estas imágenes de un eclipse solar desde el Planeta Rojo justo cuando la mayor de las dos lunas de Marte, Fobos, pasaba directamente por delante del Sol. Estas son las imágenes más nítidas jamás obtenidas de un eclipse solar en Marte.
Según Lemmon, "estas imágenes son las más detalladas de cualquier tránsito lunar de Marte jamás captadas, y son especialmente útiles, ya que se trata de un eclipse anular. Sucedió más cerca del centro del Sol que lo que se predijo, por lo que hemos aprendido algo."
Fobos no cubre por completo el Sol visto desde la superficie marciana, por lo que el eclipse solar es de tipo anular. Las imágenes son las primeras tomas de Image Credit: NASA/JPL-Caltech una serie de alta resolución enviadas a la Tierra por Curiosity el 17 de Agosto de 2013. “Este evento ocurrió cerca del mediodía, y la ubicación de Curiosity hizo que Fobos estuviera en el punto más cercano al rover, por lo que parece más grande contra el Sol de lo que sería en otros momentos del día”, dijo Mark Lemmon de la Texas A & M University, College Station, y co-investigador para el uso de la MastCam de Curiosity. "Esto es lo más parecido a un eclipse total de Sol que se puede ver desde Marte" Las observaciones de las lunas de Marte, Fobos y Deimos, por Curiosity y el veterano rover marciano Opportunity, están ayudando a los investigadores a obtener un conocimiento más preciso de las órbitas de estas lunas. Durante la observación del 17 de Agosto, la posición de Fobos cruzando el Sol se pro-
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Aurora boreal "embotellada" por la NASA Científicos de la NASA han producido una versión embotellada de las auroras boreales después de volver a crear las condiciones, las cuales hacen que el espectáculo de luces se pueda ver en un laboratorio.
atmósfera bajo la influencia del bal, pero si varios campos magnécampo magnético de la Tierra. ticos localizados.
Dr. Guillaume Gronoff, el científico que creó el dispositivo, explicó: "recrear la atmósfera de la Tierra a 80 km de altitud, como cuando se produce una aurora La aurora La neblina de colores de las Auro- se crea cuando partículas cargaras Boreales y pantallas similares das, originalmente del sol, se prede otros planetas, se han genera- cipitan a la atmósfera". do dentro de una cúpula de cristal conocida como Planeterrella en el En la versión de la NASA, las partíCentro de Investigación Langley culas cargadas de nitrógeno son las que crean resplandor de color en Hampton, Virginia. púrpura de la cúpula, pero las auDentro de la cúpula ahí unas esfe- roras boreales de la Tierra son geras, y las partículas cargadas que neralmente de color verde, debibrillan cuando se exponen a un do a que el oxígeno es el gas que campo magnético - un proceso más abunda en la atmósfera. similar al fenómeno natural que Los investigadores fueron capaces hacen las luces del norte sobre la de mejorar la Terrella del siglo XIX Tierra mediante la colocación de más esferas, lo que les permite recrear El dispositivo se basa en un expe- el óvalo de auroras que se produrimento de siglo XIX llamado el cen en los otros planetas. Terrella, el cual reveló por primera vez cómo las partículas carga- El Planeterrella permite crear anadas eléctricamente expulsadas logías con los procesos existentes, por el resplandor del sol cuando como las auroras en Marte, que se mezcla con átomos en nuestra no tiene un campo magnético glo-
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Podemos mostrar la reacción cuando, el satélite de Júpiter, envía partículas a Júpiter. También podemos simular la aurora a Neptuno y Urano, cuando sus campos magnéticos apuntan directamente hacia el sol. Planeterrella de la NASA es uno de los primeros en ser hecho en los EE.UU., aunque existen alrededor de 10 más en Europa. Aunque el dispositivo es una herramienta útil para explicar la interacción entre los factores clave que causan una aurora, el Dr. Gronoff espera poder mejorarlo mediante la inclusión de más variables, tales como gases que producen diferentes efectos de color. Por ejemplo, el uso de imanes adicionales y de dióxido de carbono podría producir una versión más precisa de la aurora en Marte.
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¿Ha salido definitivamente la Voyager 1 del sistema solar? Por enésima vez, esta vez parece que la Voyager 1 ha dejado finalmente el Sistema Solar, entrando en el espacio interestelar, según investigadores de la Universidad de Maryland.
bio en la dirección del campo magnético local. En la última década, muchas veces se pensó que se había cruzado porque la cuenta de partículas solares caía a cero, mientras que subía repentinamente la cuenta de electrones y Al parecer, ya entró en este espa- protones galácticos, pero el valor cio hace más de un año, según las del campo magnético se mantenía investigaciones recientes, siendo sin variación. que la transición era bastante suave y, por tanto, no detectable Marc Swisdak, Investigador de la sino con larga observación y análi- UMD (Universidad de Marynesis. land) y autor del artículo publicado en Astrophysical Journal LeEn principio, se supone por sabi- tters, considera que estos “saltos” duría popular que el límite de la de valores se pueden explicar por heliopausa se conoce porque no reconexión magnética en las zose detecta el viento solar y sus nas, que es la rotura y recomposipartículas y se comienza a detec- ción de campos magnéticos próxitar las partículas del espacio inter- mos y en direcciones opuestas. Y, estelar, así como un sensible cam- a pesar de lo que se intuye, la he-
liosfera no es una capa lisa que separa exterior de interior, sino que es porosa a ciertas partículas y tiene una estructura compleja magnética de capas. Esto genera en la heliopausa una especie de “islas”, zonas donde el campo magnético genera un bucle inestable donde el plasma solar se mezcla vigorosamente con el plasma interestelar a través de las líneas de campo reconectadas. Por esto, las cuentas de partículas solares caen y se eleven estrepitosamente en ciertas zonas, mientras el valor del campo magnético global continua inmutable. Finalmente, consideran que la Voyager 1, en vista de todos los datos analizados, ha cruzado la heliopausa el 27 de Julio de 2012.
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Una fotografía lejana… muy lejana... El pasado día 19 de julio, la sonda Cassini, ubicada en Saturno y encargada de estudiar una luna de este planeta llamada Titán, fotografió nuestro planeta a contra-luz desde una distancia de 1.436.000.000 km. El resultado es espectacular y lo podemos comprobar en la imagen. El diminuto punto de la mitad inferior de la imagen, es la Tierra… Visto así, nuestro planeta es no más que un simple puntito luminoso.
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Setiembre… el mes de eclipses en el satélite SDO El satélite SDO (Solar Dynamics Observatory) fue lanzado el pasado año 2010 con el objetivo de poder observar el Sol con mucho mas detalle. SDO se ubica en orbita alrededor de la Tierra, en una buena posición para poder observar el Sol las 24 horas del día. No obstante, durante dos veces al año el satélite se cruza con la sombra del planeta Tierra, provocando así un eclipse de unos minutos que se repite durante casi todo el mes. En este caso desde el día 2 de setiembre hasta el 25 de setiembre, se pudo observar este fenómeno una vez al día. Este tipo de eclipse sería algo muy parecido a un eclipse lunar terrestre, en el cual la luna se cruza con la sombra de la Tierra y nuestro satélite natural obtiene un color totalmente diferente a lo conocido. Dependiendo de con que longitud de onda se observe el Sol en el preciso momento en el que se produce el eclipse, podremos observar como la forma que se obtiene puede variar débilmente. Cuando se empieza esta temporada de eclipses, con el paso de los días, cada vez se cubre mas el Sol hasta alcanzar el eclipse total el día 15.
Bienvenidos a los eclipses del SDO….
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El gemelo del Sol Un equipo internacional liderado por astrónomos brasileños ha identificado al gemelo solar más antiguo conocido hasta ahora. De nombre HIP 102152, situada a 250 años luz de la Tierra, esta estrella se parece más al Sol que cualquier otra, pero es mucho más primitiva, tiene 8.200 millones de años, el doble de edad. Los científicos creen que este astro supone una oportunidad sin precedentes para apreciar el aspecto del Sol cuando envejezca. Además, sospechan que la estrella podría albergar plado buscar gemelos solares con el netas terrestres rocosos. fin de conocer mejor nuestro Sol, Los astrónomos han observado el capaz de dar vida. Pero muy poSol a través de telescopios desde cos han sido encontrados desde hace 400 años. Parece un largo que se descubrió el primero en período de tiempo, pero es ape- 1997». explica Jorge Meléndez, nas una minucia si se tiene en coautor del nuevo trabajo. A tracuenta que nuestra estrella tiene vés del Very Large Telescope del más de 4.000 millones de años de Observatorio Europeo Austral edad. Por este motivo, resulta ex- (ESO), el equipo estudió dos getremadamente difícil estudiar la melos solares. Uno de ellos es 18 historia y futura evolución de Scorpii (2.900 millones de años de nuestro astro. Para poder hacerlo, edad, más joven que el Sol) y el los astrónomos buscan soles simi- otro, un anciano: HIP 102152, en lares pero que se encuentren en la constelación de Capricornio. Es diferentes etapas de su vida. Eso el gemelo solar más antiguo conoes precisamente lo que ocurre cido hasta el momento. Se estima con HIP 102152. «Durante déca- que tiene unos 8.200 millones de das, los astrónomos han intenta- años, en comparación con los
4.600 millones de nuestro Sol. El futuro del Sol El estudio del antiguo gemelo solar permitirá a los científicos predecir lo que podría ocurrir con nuestro Sol cuando alcance esa edad. De hecho, los investigadores han confirmado que las estrellas pierden litio -tercer elemento de la tabla periódica creado en el Big Bang- a medida que envejecen, lo que aclara porque el Sol tiene un contenido en litio sorprendiéndote bajo: solo el 1% del que poseía el material a partir del cual se formó. De igual forma, HIP 102152 posee muy bajos niveles de litio. Además, este viejo sol posee una composición química inusual, sutilmente diferente a la que posee la mayoría de los gemelos solares, pero similar a nuestra estrella. Ambos muestran una baja presencia de aquellos elementos que son abundantes en los meteoritos y en la Tierra. Este es, según los científicos, un fuerte indicio de que HIP 102152 podría albergar planetas rocosos terrestres. Fuente: ESO
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La inversión de los polos solares retrasado… pero totalmente normal En cada ciclo solar, durante el periodo de la máxima actividad, el campo magnético solar desaparece en los polos y es reemplazado por un campo magnético de polaridad opuesta. Estas inversiones son una característica clave en la dinamo solar. La dinamo solar es el proceso físico que genera el campo magnético del Sol, y es necesario para la creación de manchas solares y otros procesos magnéticos. La trama que os mostramos a continuación, ha sido creada por el observatorio de Monte Wilson (MWO) y muestra la evolución del campo magnético sobre la superficie solar desde el año 1975 (rojo polaridad negativa, en azul la polaridad positiva). Las reversiones polares están mostradas en los círculos.
Este cambio de polaridad magnética no se produce del día a la noche, sino que se puede tardar varios meses antes de que se establezcan de forma permanente. El antiguo campo magnético es sustituido por el campo magnético opuesto. Es un proceso lento, que como podemos ver en la imagen inferior, enviada desde el centro espacial Marshall (MSFC), se observa en las flechas verdes el movimiento de los campos magnéticos hasta que alcanzan el punto definitivo y son ya totalmente opuestos. Mientras esto no sucede, los campos sufren variaciones de polaridad durante unos meses.
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Noticias—SOL Y CIENCIA Además, los observadores terrestres, tienen una vista oblicua de los polos del Sol. A medida que se inclina el eje del Sol en el cual rota, se tiene una mejor visión del polo sur en los meses de primavera, y una visión mejorada del polo norte en el otoño. Este punto de vista cambiante, complica las mediciones y por ello retrasos en la determinación del momento de la reversión magnética. En la siguiente imagen se puede comprobar, en la que se muestra la evolución ondulante de la intensidad del campo magnético.
Las cifras anteriores, fácilmente muestran que pueden ser varios meses a incluso más de un año en la diferencia de reversión entre polos magnéticos. Por ejemplo, durante el ciclo solar previo (nº23), el polo norte empezó a revertirse un año antes que el polo magnético sur. Para el actual ciclo solar 24, la inversión en el polo norte del Sol ha estado sucediendo ahora por alrededor de un año o dos, con polaridades positivas y negativas alteradas entre sí, por las razones mencionadas anteriormente. Por ahora parece que la inversión del polo magnético norte del Sol, se ha efectuado de forma permanente. Esto todavía no se ha confirmado, hasta dentro de unos meses no se podrá tener mayor seguridad. La inversión del polo magnético sur parece haber hecho más que empezar (mediados del 2013). Por lo tanto un cambio completo puede derivarse todavía hasta dentro de unos pocos meses hasta incluso llegar a tardar 6 meses. Una vez las dos inversiones magnéticas se hayan alcanzado, estaremos hablando de que estaremos en la mitad del ciclo solar (no confundir con el máximo solar). En particular, los ciclos solares bajos han ampliado los periodos máximos que muestran aumentos de corta duración en la actividad solar, pueden aumentar el número de manchas solares (SSN) a un nuevo pico de actividad. Por lo tanto, SC24 puede ver su máximo a finales de 2013 o incluso 2014, a unos 5 años desde su inicio en lugar de la media de 4 años. Las inversiones no afectan el campo geomagnético terrestre. Por lo tanto, las inversiones magnéticas no provocar un aumento de las tormentas solares potentes u otros eventos que podrían tener un efecto perjudicial en la Tierra y su tecnología.
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El viento interestelar ha cambiado su dirección en los últimos 40 años:
por el constante flujo de partículas del propio solar, el viento solar – es una de las vías por las que los científicos pueden observar que yace justo fuera de nuestro propio hogar, en la nube galáctica a través de la que el sistema solar viaja. La heliosfera está situada cerca del límite de una nube interestelar y su velocidad relativa es de 80500 km por hora. Este movimiento crea un viento de átomos interestelares neutros que golpea la Tierra, de los cuales el Helio es el más fácil de medir.
Igual que el viento ajusta su curso en medio de una tormenta, los científicos han descubierto que el flujo de partículas en el sistema solar proveniente del espacio interestelar es muy probable que haya cambiado de dirección en los últimos 40 años. Tal información puede ayudarnos a mapear nuestro lugar “Dado que el Sol está moviéndose a través de esta dentro de la galaxia que nos rodea, y ayudarnos a nube, los átomos interestelares penetran en el Sisentender nuestro lugar en el espacio. tema Solar”, dijo Priscilla Frisch, una astrofísica en la Universidad de Chicago. y la autora líder del arEl resultado, basado en datos tomados durante 4 tículo. “Las partículas cargadas en el viento interesdécadas de 11 naves diferentes, fue publicado en telar no llegan a alcanzar el sistema solar interno, Science de 5 de Septiembre de 2013. pero muchos de estos átomos en el viento son neuVestigios del viento interestelar fluyendo en lo que tros. Estos pueden penetrar muy cerca de la Tierra y pueden ser medidos”. llamamos heliosfera – la vasta burbuja que llenada
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Noticias—SOL Y CIENCIA Frisch se intereso en este tema cuando los resultados en Enero de 2012 del Explorador del Límite Interestelar, o IBEX (Interstellar Boundary Explorer) de la NASA, mostraron que el viento interestelar estaba entrando en la heliosfera desde una dirección ligeramente diferente de la que estaba siendo observada por la misión de la NASA Ulysses en los años 90. Frisch y sus colegas salieron en busca de cuanta evidencia de tantas fuentes como pudieran obtener para determinar si bien el nuevo instrumento simplemente proveía datos más precisos, o realmente la dirección del viento solar cambió a lo largo de los años Los datos históricos más antiguos del viento interestelar provienen de los años 70 del U.S. Department of Defense's Space Test Program 72-1 y SOLRAD 11B, Mariner de la NASA y el Prognoz 6 soviético. Mientras los instrumentos han mejorado desde los años 70 comparando informaciones de varios grupos de observaciones ayudaron a los investigadores a ganar confianza en los resultados de datos anteriores. El equipo miró en otros siete grupos de datos incluyendo la información del Ulysses de 1990 a 2001, y datos más recientes del IBEX, además de otras cuatro misiones de la NASA: el Solar Terrestrial Relations Observatory o STEREO, el Advanced Composition Explorer, o ACE, el Extreme Ultraviolet Explorer, y el Mercury Surface, Space Enviroment, Geochemistry and Ranging Mission, o MESSENGER, actualmente en órbita alrededor de Mercurio. El onceavo grupo de observaciones viene de la Agencia de Exploración Aeroespacial Japonesa, Nuzomi.
“La dirección del viento obtenida de los datos más recientes no coinciden con la dirección obtenida de datos más antiguos, sugiriendo que el viento en si mismo ha cambiado durante este tiempo”, dijo Eric Christian, el científico de la misión IBEX en el Goddard Space Flight Center de la NASA en Greenbelt, Md. “Es un resultado intrigante, que se obtiene mirando en una serie de datos medidos en un puñado de vías diferentes”
cio están diseñados para estudiar partículas cargadas, con instrumentos tales como los de STEREO y ACE. Tales instrumentos pueden medir la dirección longitudinal de las partículas del viento, proveyendo un último grupo de observaciones históricas para completar la imagen.
Desde la perspectiva de la Tierra, el viento interestelar fluye desde un punto justo por encima de la constelación Escorpio. Resultado de 11 naves tomadas durante 40 Los diferentes conjuntos de ob- años muestra que la dirección del servaciones se basaron en tres viento cambió entre 4 y 9 grados métodos diferentes para medir el desde los años 70. viento interestelar entrante. IBEX y Ulysses directamente miden los “Anteriormente pensamos que el átomos de helio neutro a medida viento interestelar local medio que viajan dentro del sistema so- era muy constante, pero estos lar interno. Las medidas del IBEX resultados muestran que es altase hacen cerca de la Tierra, mien- mente dinámico, así como su intras que Ulysses mide cerca de la teracción con la heliosfera.”, dijo David McComas, principal investiórbita de Júpiter. gador del IBEX en el Southwest Las primeras mediciones en la Research Institute en San Antodécada de 1970 observó la fluo- nio, Texas. rescencia que se produce cuando la radiación ultravioleta extrema procedente del Sol se dispersa fuera del viento de helio interes- Mientras que la razón para – y, telar que pasa por el Sol. Los áto- por supuesto, el tiempo exacto mos de Helio neutros son atrapa- para – el cambio no está claro, dos por la gravedad del Sol, for- Frisch apunta que los científicos mando un cono. Dado que la ra- saben que nuestro sistema solar diación del sol rebota estos áto- está cerca del límite de una nube mos, estos emiten luz. La medi- interestelar. Tal área de la galaxia ción de esta luz provee informa- puede experimentar turbulencia, ción acerca de la dirección de en- y a medida que nos lanzamos a través del espacio, la heliosfera trada del Helio. podría estar expuesta a diferentes direcciones de viento. MienLa tercera técnica para medir el tras que los científicos no conoHelio del viento yace en el hecho cen aun con seguridad cómo ocude que después de esta interac- rrió el cambio de dirección del ción con la radiación solar, una viento, el equipo cree que obserfracción de los átomos de Helio vaciones adicionales pueden, fineutro ganan un electrón, convir- nalmente, explicar su causa, dántiéndose en átomos cargados. donos aun más información sobre Muchos instrumentos en el espa- la galaxia que nos rodea.
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Noticias—SOL Y CIENCIA suficientemente grande como para ser meteorológicamente relevante. Aún en el experimento SKY2, con rayos cósmicos naturales y rayos gamma manteniendo el aire de la cámara ionizado, dicha interrupción no tuvo lugar. Este resultado sugiere que otro proceso químico parece estar suministrando En 1996, físicos daneses sugirieron que los rayos las moléculas extra necesarias para mantener los cósmicos, partículas energéticas del espacio, eran grupos creciendo. importantes en la formación de las nubes. Desde entonces, varios experimentos han demostrado que El resultado refuerza la teoría de que los rayos cóslos rayos cósmicos realmente ayudan a la formación micos provenientes de la galaxia están directamende los pequeños grupos de moléculas. Pero la hipó- te implicados en el clima y la meteorología de la tietesis de los rayos cósmicos y nubes parece tener rra. En experimentos anteriores, se mostró que los problemas cuando las simulaciones numéricas de la rayos ionizados ayudan a formar pequeños grupos teoría química predominante apuntaron a un fallo de moléculas. Los críticos argumentaron que los grupos no podían crecer lo suficiente en tamaño en el crecimiento. como para afectar a la formación de nubes de forAfortunadamente, la teoría química puede ser pro- ma significativa. Pero la actual investigación, contrabada experimentalmente, como se hizo con SKY2, la dice la visión tradicional. Ahora se quiere investigar cámara que contiene 8 metros cúbicos de aire y tra- más en detalle la inesperada química que tiene luzas de otros gases. Una serie de experimentos con- gar en el aire, al final del largo viaje que trajo los firmaron la predicción desfavorable de que los nue- rayos cósmicos aquí desde las estrellas que explotaron. vos grupos fallarían al crecer lo suficiente para ser influyentes para las nubes. Pero otra serie de experimentos, usando rayos ionizados, arrojó un resultado muy diferente, tal y como se puede ver en el gráfico.
Un experimento sugiere una inesperada magia de los rayos cósmicos en la formación de nubes:
Las reacciones que tienen lugar en el aire sobre nuestras cabezas principalmente implican a moléculas comunes. Durante las horas de día, los rayos ultravioleta del Sol animan al dióxido de azufre a reaccionar con el ozono y el vapor de agua para crear ácido sulfúrico. Los grupos de interés para la formación de nubes consisten principalmente en ácido sulfúrico y moléculas de agua agrupadas en grandes cantidades, que crecen con la ayuda de otras moléculas. La química atmosférica ha asumido que cuanto los grupos se han juntado hasta el final del día, paran de crecer, y solo una pequeña fracción se vuelve lo 14
Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
Las diferentes rotaciones del Sol El Sol rota ha diferentes velocidades según en la latitud que estemos ubicados de su superficie. Pongamos un ejemplo: el ecuador solar se tarda unos 25 días en dar una vuelta sobre si mismo, lo que es lo mismo que decir que rota a una velocidad mas lenta que los polos de nuestro astro rey. En los polos solares se tarda en dar un giro sobre si mismo aproximadamente unos 34 días. Toda la superficie del Sol se comporta como un fluido. El plasma que circula por su superficie a pesar de ser un estado de la materia diferente al que conocemos habitualmente, tiene un comportamiento como el de un fluido. En la siguiente imagen que mostramos muestra estas diferencias de velocidad según la latitud en que estemos ubicados en la superficie solar.
¿SABIAS QUE? Como consecuencia de la interacción de la radiación cósmica con los núcleos de los átomos de los elementos que se encuentran en la atmósfera terrestre, se produce una serie de radionúclidos inducidos, a los que podemos denominar cosmogónicos y que se encuentran tanto en la superficie de la Tierra como en la atmósfera. También se originan con menor proporción por la interacción de los neutrones, protones y piones secundarios con los materiales situados en los dos primeros metros de la superficie terrestre. Estos radionúclidos son los que os especificamos a continuación, incluyendo entre paréntesis el periodo de semidesintegración y emisión radiactiva:
Tritio (12,3 años, beta) Berilio-7 (53 días, gamma) Carbono-14 (5730 años, beta y gamma) Sodio-22 (2,62 años, beta y gamma) Fósforo-32 (14,5 días, beta) Fósforo-33 (24,4 días, beta) Azufre-35 (87,9 días, beta) Cloro-36 (300000 años, beta) Kriptón-81 (21000 años, rayos X) Argón-39 (269 años, beta)
En definitiva, esta es parte de la radiación natural de nuestro planeta Tierra, generado por los rayos cósmicos al alcanzar nuestro planeta Tierra. Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
Las magnitudes estelares
Imaginémonos que es de noche y levantamos la vista al cielo, vemos pequeños puntitos de luz blanca (y alguna vez de colores), las estrellas. Si estamos en una ciudad o en algún lugar con mucha luz veremos unas pocas, si estamos en el campo en completa oscuridad veremos muchas más; y además esas pocas que veíamos en la ciudad las veremos muy brillantes. De hecho, enseguida nos damos cuenta que hay estrellas de todos los tipos, las que brillan muchísimo y las que casi no se ven y todas las que están en un punto intermedio. Dicho esto, parece que sería muy útil definir una escala con la que poder referirnos a si una estrella es muy brillante o no; pues lo mismo pensaron los griegos que decidieron dividir las estrellas en 6 categorías o “magnitudes”. En esta escala, las estrellas más brillantes eran de magnitud 1 (m=1) y las que casi no se veían eran de magnitud 6 (m=6), la escala está hecha de forma que una estrella de la una magnitud superior brilla la mitad. Este método parece algo complicado y quizá no el más apropiado pero Ptolomeo lo usó en su libro “Almagesto” en el que explica su teoría geocentrista (La Tierra en el centro y el resto del universo dando vueltas a su alrededor) y desde entonces se popularizó.
do y en todos los catálogos de estrellas que consultéis os encontraréis con estas magnitudes. Pero claro, los antiguos griegos metían a las estrellas en una categoría o en otra utilizando el ojo desnudo y esto no es que sea muy preciso; por eso, en el siglo XIX se hizo una definición matemática y precisa de las magnitudes aunque siempre respetando los principios de la escala original. Vamos a ver esta definición matemática. m = -2.51 log (F/F0) Siendo F es el flujo (la intensidad) de luz que llega a nosotros y F0 es el flujo de luz que nos llega de una estrella de referencia (esta estrella es Vega, una muy brillante de color azul que veréis en las noches de verano). A continuación ponemos algunos ejemplos de magnitudes aparentes: el Sol tiene m=-26.74, la luna llena m=-12.74, máximo brillo de Júpiter m=-1.71, Sirio que es la estrella más brillante del firmamento tiene m=-1.47, Arcturus m=-0.03, Vega que es la estrella de referencia m=0, máximo brillo de Marte m=1.84, la galaxia de Andrómeda m=3.44, etc..
Se popularizó tanto que a día de hoy se sigue usan-
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA Ahora vamos a hablar un poco de astrofísica, hay dos factores que influyen en el flujo de luz que llega a nosotros: 1) La intensidad de la propia estrella (eso se llama luminosidad L ): cuanto más grande y potente sea, más luz emitirá; y 2) lo lejos que esté (la distancia d): como con cualquier otro objeto que emita luz cuanto más nos alejemos más tenue lo vemos. Sabiendo esto, podemos escribir el flujo en función de la luminosidad y la distancia: F = L/(4 pi d²) Esto que os hemos contado se llama magnitud aparente y se llama así porque una estrella puede emitir más luz que otra pero que nosotros la veamos más tenue simplemente porque está más lejos. Para remediar esto, los astrofísicos manejan también otra
escala llamada magnitud absoluta M y que se define como la magnitud aparente que tendría una estrella observada desde una distancia de 10 parsecs (10 parsecs son 33 años-luz). Felizmente, esta definición hace que su ecuación matemática quede simple y sólo dependa de la luminosidad L de la estrella: M = -2.51 log (L/L0) Una vez más L0 es la luminosidad de referencia. Vamos a poner los mismos ejemplos de antes pero esta vez usando la magnitud absoluta: el Sol M=4.83, Sirio M=1.4, Arcturus M=-0.31, Vega M=0.58, Andrómeda M=-10.8, etc.. el resto de ejemplos que puse (la luna y los planetas) no se verían en absoluto a 10 parsecs con lo que su magnitud absoluta sería gigantes-
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ca. Como veis, el valor es completamente distinto al de la magnitud aparente, el Sol no brilla tanto como “aparenta” y una galaxia como Andrómeda que para verla se necesita un telescopio es extremadamente brillante (simplemente está muy lejos). Por terminar este cursillo acelerado de astrofísica, decir que si por cualquier razón se consigue obtener la magnitud aparente m y la absoluta M de una estrella, sé es capaz de sacar la distancia a la que está de nosotros utilizando las 3 fórmulas de arriba. Por esa razón es tan importante para los astrofísicos saber cómo funcionan las estrellas, porque si sabemos cómo funcionan sabemos cómo emiten luz, y si sabemos cómo emiten luz sabemos cómo de lejos están de nosotros.
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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA
¿Que pasaría si el Sol se apagara de forma repentina? Todos nos daríamos cuenta del gran problema que se nos estaría viniendo encima, especialmente los que hubiesen podido ver cómo el día se ha vuelto noche profunda de manera instantánea. En la región del planeta oculta al Sol (es decir, donde es de noche) el fenómeno tampoco pasaría desapercibido ya que la Luna también desaparecería del firmamento. Normalmente vemos la Luna de color blanco porque refleja la luz del Sol, en un eclipse lunar lo que realmente ocurre es que la Tierra tapa la luz que recibe la Luna y desaparece. Apagar el Sol siempre implica “apagar” la Luna. Vivir sin luna y sol en el cielo sería la consecuencia más leve del proceso. Lo que causaría problemas es la temperatura. Al igual que si metemos un café hirviendo en el frigorífico y empieza automáticamente a enfriarse, la Tierra se empezará a enfriar desde el mismo momento de la desaparición solar. Ahora mismo tenemos una temperatura media global de 15 grados centígrados, pero en solo una semana sin Sol la temperatura media del planeta llegaría a 0 grados centígrados. Los muy calurosos podrían estar felices con estas temperaturas árticas, pero esa alegría no les duraría mucho. En un año la temperatura media de la Tierra alcanzaría los -70º C, los océanos se congelarían pero irónicamente se volverían el lugar más seguro del planeta y un posible refugio para los humanos supervivientes. Esto es debido a una de las propiedades químicas más curiosas del agua: el hielo tiene una menor densidad que el agua, lo que le permite flotar sobre el agua líquida. Casi ningún compuesto químico tiene esta capacidad, en la mayoría el compuesto congelado pesa más que el líquido, y no al revés. Lo cierto es que si los océanos se congelan, no lo harán totalmente, solo la capa externa. La capa de hielo superior actúa como escudo térmico para el agua inferior, preservando la temperatura del océano durante varios cientos de años. Por ese motivo, la creación de una colonia humana submarina podría llegar a ser factible.
metabolismo. Sin plantas, perdemos la base de nuestra cadena alimenticia: los animales herbívoros perecerían por inanición y posteriormente, los carnívoros y omnívoros, nosotros incluidos. Probablemente los pocos animales que hubieran logrado sobrevivir acabarían muertos por las bajas temperaturas. La Tierra se volvería un planeta vacío a excepción de unos pocos microorganismos. ¿Los humanos podemos llegar a sobrevivir a este cataclismo? Ya hemos comentado que retirarse al mar es una buena opción, ya que la temperatura desciende más lentamente. Pero ¿qué hacemos luego? Necesitaríamos alimentarnos y nuestras opciones serían escasas. El plancton también se alimenta a través de la fotosíntesis y los peces de plancton así que la pesca con arpón no sería factible por la falta de peces. La mejor opción sería cultivar nosotros la comida, existen cultivos hidropónicos que requieren poca agua para crecer y no se entierran en el suelo, lo que sería una buena opción. También podríamos plantearnos la posibilidad de que el Sol no se apague, sino que desaparezca. Este pequeño cambio plantea consecuencias mucho peores. Nuestro planeta gira alrededor del Sol gracias a la fuerza gravitatoria que ejerce sobre nosotros, si el Sol desaparece todos los planetas del Sistema Solar, incluida la Tierra, saldrían disparados por el espacio como balas. Probablemente acabaríamos chocando contra otro planeta mayor como Saturno. Y no habría supervivientes de ningún tipo.
Finalmente, tras millones de años, la temperatura de la Tierra dejaría de descender alcanzando los 240º C. Esta temperatura es la que obtenemos únicamente a partir de la emisión de calor del núcleo terrestre, sin ninguna fuente de calor adicional. Lo curioso es que en este futuro e hipotético planeta aun existiría vida. Existen microorganismos ultrarresistentes a las bajas temperaturas que podrían so- Aunque no hay que preocuparse por ello, el Sol no brevivir en la nueva Tierra, pero la mayor parte de se puede apagar sin más, y mucho menos desaparecer. Las estrellas tienen un ciclo de vida largo, y para los seres vivos moriríamos. nuestra estrella todavía le quedan miles de millones de años. Agradézcanselo cada día, pero recuerden… Primero morirían plantas, ya que sin Sol no podrían no lo miren directamente… realizar la fotosíntesis. Aun así, los arboles no morirían hasta pasados varios meses gracias a su lento
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¿Porque las estrellas parpadean al observarlas? Cuando miramos al cielo por la noche, podemos ver, como todos sabemos, el incesante parpadeo de las estrellas. Además, si nos fijamos bien, nos daremos cuenta de que existen “estrellas” que no parpadean. Este haz de luz que vemos no son estrellas, sino planetas. Se trata de la primera regla de oro que todo aficionado a la astronomía debe conocer: las estrellas parpadean, los planetas no. Pero, ¿por qué las estrellas parpadean y los planetas no? ¿Sabes realmente el motivo? También nos podemos realizar la siguiente pregunta: ¿por qué los planetas o las lunas brillan si no tienen luz propia como las estrellas? La respuesta es muy simple. Los planetas y las lunas brillan porque reflejan la luz de su estrella más cercana, al igual que podemos ver una habitación con todos sus objetos cuando encendemos la lámpara, pues la habitación con sus objetos reflejan la luz de la
lámpara.
Centauri, que se encuentra a poco más de 4 años luz (unos 40 billones de kilómetros; es decir, 40 millones de millones de kilómetros). El trayecto duraría unos 75.000 años, y recordemos que estamos viajando en el objeto más rápido jamás construido y que nos dirigimos hacia el sistema estelar más cercano a nosotros. Simplemente, las cifras son escalofriantes.
Pero vayámonos a la pregunta del principio: ¿por qué una estrella parpadea y un planeta no? En realidad, la pregunta no estaría bien formulada puesto que todos los objetos celestes parpadean, aunque en diferentes proporciones. La atmósfera de nuestro planeta es la culpable de que esto suceda. Es por eso por lo que cuando se observan las estrellas desde el espacio, éstas no parpa- Por ello, cuando la luz de la estredean. lla nos llega como un simple punto, la atmósfera la refracta contiToda luz que atraviesa nuestra nuamente por lo que nunca se atmósfera sufre las consecuencias encuentra en el mismo lugar del de la turbulencia atmosférica. Las cielo exactamente. Podríamos deestrellas son más sensibles a este cir que este fenómeno crea una fenómeno ya que al estar a tan ilusión óptica ya que lo que realincreíble distancia, su luz nos llega mente vemos es un continuo camcomo un pequeño punto, a dife- bio de posición de la estrella en rencia de lo que ocurre con la luz una pequeñísima región del cielo, de los planetas. que es lo que nos hace percibir que la estrella titila. Para hacernos una idea de estas distancias tan enormes, imagine- La luz de los planetas también se mos que viajamos en el objeto ve afectada por la turbulencia atmás rápido jamás fabricado por el mosférica y, por tanto, también hombre, la sonda espacial Voya- cambia de posición continuamenger 1, que ha alcanzado una velo- te en el cielo como la luz de las cidad de 17 km/s, al sistema este- estrellas. No obstante, no nos llelar más cercano a nuestro Sol, Alfa ga como un simple punto de luz, sino más grande debido a que están más cerca, por lo que aunque varíe de posición, visualmente nos parece que no lo hace. En definitiva, la diferencia radica en la distancia: una estrella parpadea porque se encuentra a una gran distancia por lo que su luz es más sensible a los efectos de nuestra atmósfera; no obstante, los planetas aparecen como un punto de luz “fijo” en el cielo porque se encuentran más cerca de nosotros.
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Las mejores auroras boreales
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Fotografía tomada por Andrea V. Anfossi, tomada en Buenos Aires, Argentina. En la fotografía se en el momento en el cual el planeta Venus salía de detrás de la Luna (ocultación de Venus).
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Primeros auxilios
tina, como paradas cardiorrespiratorias, asfixia, picaduras de insectos, heridas, quemaduras
Los primeros auxilios son la primera ayuda inmediata que se brinda a una persona que no se encuentra Ante una de estas situaciones primero hay que valorar la necesidad de llamar a un servicio de emerestable tanto física, emocional o psicológicamente. gencias, si peligra la vida del paciente. Mientras esLo relevante de esta definición es que no solo se peramos la llegada de la ambulancia podemos lleenfoca a aspectos físicos o biológicos y que por en- var a cabo los primeros auxilios y evitar daños mayores o incluso la muerte del accidentado. de, podemos brindar buenos primeros auxilios aún sin poseer conocimientos y habilidades sobre heriLos primeros auxilios incluyen: la reanimación cardas, hemorragias y muchos otros. diopulmonar (RCP) a personas con parada cardíaca y/o que han dejado de respirar; la maniobra de Heimlich se realiza a personas que se asfixian con Más sin embargo (Profesional) un trozo de comida o un objeto; los primeros cuidaLos primeros auxilios son técnicas y procedimientos dos ante quemaduras, picaduras de insectos, morque se realizan inmediatamente a personas que deduras de animales y otro tipo de lesiones o herihan sufrido un accidente o una enfermedad repen- das.
Procedimiento de la Reanimacion Cardio Pulmonar ( RCP)
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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA Maniobra de Heimlich
·
Pinzas
· Es importante tener disponible un botiquín de primeros auxilios en casa y en el coche, guardado en · un lugar de fácil acceso y sin cerradura. En él se · puede tener una lista de teléfonos de urgencia · (ambulancias, bomberos, policía).
Tijeras
Botiquín
Un manual de primeros auxilios ·
Gasas
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Apósitos
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Esparadrapo
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Vendas
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Guantes de látex
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Desinfectante de manos
Termómetro Jeringas y agujas desechables Tiritas
· Fármacos (previa consulta con el médico): analgésicos/antitérmicos, antiinflamatorios tópicos, crema para quemaduras, crema para picaduras y sobres de suero oral (para cuando se tiene diarreas intensas evitar la deshidratación)
· Antisépticos: jabón, suero fisiológico (lavar heridas, quemaduras, ojos), alcohol etílico, clorehxidina, povidona yodada La Organización Internacional de Prevención y Emergencias (OIPE) Pone a su disposición Cursos de Capacitación en los Primeros auxilios en todas sus sedes. Cuenta con personal docente en esta práctica (Técnicos, Médicos). A si como un Certificado de Asistencia Algunos de los temas visto en este curso son los siguientes: Quemadura, Primeros Auxilios, Urgencia, Emergencia, Botiquín, Reanimación Cardiopulmonar, Maniobra de Heimlich, Accidente, herida. Todos estos temas se proporcionan en la capacitación.
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Las manchas solares Muy a menudo oímos por los medios de comunicación que han aparecido en el Sol manchas solares de gran tamaño mostrando fotografías de ellas. ¿Pero que son las manchas solares y que características tienen?, en este artículo responderemos a esas preguntas y continuaremos maravillándonos de las maravillas de nuestro astro rey el Sol.
¿Qué es una mancha solar y que características tienen? Las manchas solares son regiones de la superficie del Sol de tamaño variable y que pueden llegar a tener el tamaño de planetas. Son oscuras porque son más frías que las áreas alrededor de ellas, y pueden llegar a unas temperaturas de 3700º C ò 6700 º F, mucho menor que la fotosfera que la ro- dos secciones, una sección exterdea que es de unos 5.500 º C ò na más clara llamada Penumbra y 10.000 F. una región oscura llamada Umbra. A la misma vez una mancha Las Manchas Solares son solar dispone de una menor den“oscuras” en contraste con la bri- sidad respecto el resto de la sullante cara del Sol, ya que si la perficie. pusiéramos poner en el cielo sería tan brillante como una Luna Lle- Las manchas solares son causadas na. Las manchas solares tienen por la salida de ciertos campos
magnéticos del interior del Sol hacia el exterior. Estos campos magnéticos a causa de la magnétohidrodinamica, altera el plasma que se encuentra en la fotosfera solar, provocando un enfriamiento y una disminución de la densidad del plasma circundante. Se pueden llegar a formar grupos de manchas solares que compartan los mismos campos magnéticos, ello se llaman regiones activas. Estas pueden producir diferentes fenómenos tales como las fulguraciones solares. También hay que decir que no solamente el Sol es la única estrella que tiene manchas solares ya que los astrónomos han detectado recientemente “manchas de estrellas” manchas solares en otras estrellas.
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HISTÓRIA DE LAS OBSERVACIONES DE LAS MANCHAS SOLARES La observación de las manchas solares trata de hace mucho tiempo, por lo que nos permite conectar el número de manchas solares con la actividad. Las grandes manchas solares se pueden observar a simple vista, cuando el Sol es visto a través de la niebla y también cerca del horizonte al amanecer o al atardecer, obviamente hay que advertir muy seriamente nunca ver el Sol directamente, ni siquiera un pequeño vistazo ya que puede dañar a los ojos.
Las manchas solares no solo tienen conexión entre con la actividad geomagnética de la Tierra, sino que juega un papel en el clima, en los últimos cientos de años hemos tenido unos periodos de poco o nada de manchas solares como el más famoso Mínimo de Maunder que se produjo entre 1645 y 1715 produciendo inviernos excepcionalmente fríos por toda Europa conocido como “Pequeña Edad de Hielo”, aunque si bien los científicos continúan debatiendo si la falta de actividad fue la que produjo esa pequeña “Edad de Hielo”, un estudio realizado por el equipo de GAME del actual ciclo solar 24 y los próximos en el que se espera una baja actividad solares y teniendo algunas coincidencias tanto con el mínimo de Mauder y otros mínimos anteriores así lo confirmarían.
El primer registro escrito de las manchas solares fue hecho por astrónomos chinos alrededor del año 800 adC, estos astrónomos al igual que los astrónomos coreanos pensaban que eran presagios de aconteci- Editor: Josep Lluís Iriepal mientos importantes y mantuvieron re- Documento original de la primera mancha solar dibujada por John Worgistros esporádicos durante cientos de chester en el año 1128 Bc años. En 1128 un monje inglés llamado John Worchester realizó el primer dibujo de manchas solares. Tras la invención del telescopio los astrónomos de alrededor de 1600 la usaron para observar las manchas solares, si bien no estaban seguros de que eran manchas solares, ya que para algunos era siluetas de planetas no descubiertos cruzando el Sol mientras que otros pensaban que eran nubes oscuras en la atmósfera del Sol. En 1863 el astrónomo alemán Samuel Heinrich Schawabe descubrió el aumento y disminución del número de manchas solares que es lo que hoy conocemos como Ciclo de manchas solares. Alrededor de 1852 cuatro astrónomos se dieron cuenta que el ciclo de manchas solares era idéntico al periodo de cambios en la actividad geomagnética de la Tierra lo que dio lugar al estudio de la relación entre el Sol y la Tierra de lo que hoy conocemos como Clima Espacial. Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.
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¿De que esta hecho el universo?
Las partículas del universo Toda la materia que existe en el Universo se compone de partículas. Cada tipo de partícula cumple una función distinta. La interacción entre los distintos tipos de partículas hace posible nuestro Universo. Hay dos clases de partículas: fermiones y bosones. Los fermiones forman la masa de la materia. Los bosones se encargan de aplicar a esa masa las cuatro fuerzas fundamentales: electromagnetismo, fuerza nuclear fuerte, fuerza nuclear débil y fuerza de la gravedad. Partículas elementales: Las partículas elementales son las partes o porciones más pequeñas en que puede dividirse la materia. Los fermiones elementales son los quarks y los leptones: - Quarks: se unen en grupos de tres para formar partículas más grandes, como protones y neutrones.- Leptones: son partículas muy ligeras, como los electrones, los muones y los neutrinos.
nes y otros: - Fotones: responsables del electromagnetismo. - Gluones: se ocupan de la fuerza nuclear fuerte. - Bosones W y Z: encargados de la fuerza nuclear débil. - Gravitón: encargado de la gravedad, aunque aún no se ha visto nunca. - Bosón de Higgs: responsable de que las partículas tengan masa. Aún no se ha demostrado que exista. Explicaría toda la materia que vemos, y por eso se le llama "la partícula divina". ¿Qué son los hadrones? Cuando varias partículas elementales se unen, forman partículas compuestas o hadrones. Los fermiones compuestos son los bariones. Los más conocidos son los protones y los neutrones. Los bosones compuestos son los mesones. El más conocido es el pion. El colisionador de hadrones del CERN es el experimento de Física de partículas más importante realizado hasta el momento. En él participan científicos de todo el mundo. Acelera las partículas (hadrones) hasta casi la velocidad de la luz y las hace chocar entre sí para ver cómo se comportan. Mediante estos experimentos, el CERN busca información sobre tipos de partículas no descubiertos, la composición del Universo, su origen, y cómo actúan las fuerzas entre sí.
Los bosones elementales son los fotones, los gluo-
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La materia ordinaria está formada por átomos. Puede estar en cuatro estados: sólido, líquido, gaseoso y plasma. Pasa de un estado a otro al ganar o perMateria es todo lo que tiene masa. Toda la materia der calor. La mayor parte de la materia visible del se compone de partículas. Son como pequeñísimas Universo está en estado de plasma, ya que es el que piezas que se unen para formar todo lo que vemos. forma las estrellas. Aunque también forman otro tipo de materia que no podemos ver, la materia oscura. De hecho, la mayor parte de la materia que compone el Universo es materia oscura. La materia oscura
La materia del universo
Todo lo que tiene masa, por pequeña que sea, emite gravedad. Incluso nosotros mismos. En el Cosmos, la materia se atrae por esa gravedad. Se agrupa y forma desde las pequeñas moléculas hasta los planetas, las estrellas y los grandes cúmulos galácticos. La gravedad mantiene unida la materia. Aún así, la mayor parte de la materia no se concentra en las galaxias, sino en los inmensos espacios intergalácticos.
La materia visible
En el Universo hay otro tipo de materia, que no podemos ver. Es la materia oscura o invisible. La cuarta parte del Universo conocido es materia oscura. Esto significa que hay mucha más cantidad de materia oscura que de materia visible. La materia oscura no emite ni refleja ningún tipo de luz. No desprende ningún tipo de radiación, ni visible ni invisible. Por eso no podemos verla. Pero sabemos que existe porque sí emite gravedad, y nuestra tecnología la detecta. Su gravedad es tan grande que mueve los grandes cúmulos galácticos.
La composición de la materia oscura sigue siendo La parte de la materia que podemos ver es sólo el un misterio. Aunque se cree que podría estar for4% de la composición del Universo. La materia visimada por neutrinos y otras partículas aún desconoble se llama materia ordinaria o materia bariónica. cidas.
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Juegos solares—SOL Y CIENCIA
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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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