Issuu on Google+

Nom del centre: Sagrat Cor de Sarrià Títol: El Sol Nom: Marc Rusiñol Antoñanzas Tutora: Cristina Búcar i David Bote


ÍNDEX 1. INTRODUCCIÓ………….……….………………………………….…………………………………........……............3 2. INFORMACIÓ SOBRE EL SOL............................................................................................4-10 2.1 HISTÒRIA.............................................................................................................4-5 2.2 CARACTERÍSTIQUES DEL SOL…............................................................................6-8 2.2.1 COMPOSICIÓ........................................................................................... 6 2.2.2 ESTRUCTURA........................................................................................7-8 2.3 VIDA DEL SOL..........................................................................................................9 2.4 EL SOL DES DE LA TERRRA.....................................................................................10 2.4.1 EFECTES SOBRE LA TERRA......................................................................10 2.4.2 OBSERVACIÓ DEL SOL............................................................................10 3. MISSIONS D’EXPLORACIÓ SOLAR..................................................................................11-19 3.1 MISSIONS DEL PASSAT.....................................................................................11-12 3.2 MISSIONS DEL PRESENT..................................................................................13-17 3.3 MISSIONS DEL FUTUR......................................................................................18-19 4. LES TAQUES SOLARS.....................................................................................................20-23 5. ROTACIÓ DEL SOL I PART PRÀCTICA..................................................................................24 6. ERUPCIONS SOLARS......................................................................................................25-29 6.1 VENT SOLAR....................................................................................................25-26 6.2 EJECIONS DE MASSA CORONAL.......................................................................27-28 6.3 FLAMARADES SOLARS..........................................................................................29 6.4 ONES D’ALFVÉN....................................................................................................30 7. TEMPESTES SOLARS......................................................................................................31-34 7.1 TEMPESTES GEOMAGNÈTIQUES.....................................................................31-32 7.2 TEMPESTES DE RADIACIÓ SOLAR..........................................................................33 7.3 BLOQUEIG DE RÀDIO............................................................................................34 8. FENÒMENS PROVOCATS PEL SOL A LA TERRA…………………………………..….……...............35-46 8.1 AURORES POLARS………………………...........................………………………...............35-38 8.2 TRANSIT ASTRONÒMIC....................................................................................39-42 8.3 VISUALITZACIÓ DELS COSSOS...............................................................................45 9. SUPOSSICIONS D’EFECTES DEL SOL..............................................................................46-50 10. FENÒMENS EXTREMS.................................................................................................51-53 11. CONCLUSIÓ......................................................................................................................54 12. BIBLIOGRAFIA..............................................................................................................55-56 13. ABSTRACT...................................................................................................................57-58 14. ANNEXA......................................................................................................................57-68

2


1.INTRODUCCIÓ Benvinguts a aquest treball, us convido a acompanyar-me en aquest viatge a través de l’essència del Sol, mirarem d’aprendre una mica més sobre aquesta estrella tant propera que ens proporciona la llum i la calor necessàries per viure. El Sol afecta a la nostra vida de moltes maneres diferents i val la pena saber-les, comprendre-les. A més en aquest treball parlaré de la seva composició i el seu sistema de rotació. Concretament m’agradaria estudiar la seva rotació amb els meus propis ulls amb l’ajuda d’un telescopi. A més, aquest és un molt bon any per observar Sol: Eclipsis de Sol i de Lluna i inici del màxim solar que em permetrà veure algun fenomen que un altre any no podria veure. Un altre dels apartats més important que intentaré fer en el treball és l’explicació i comprensió dels diferents satèl·lits que observen i estudien el Sol. Per últim, m’agradaria mirar què pensaven els antics grecs i egipcis del Sol i els fenòmens extrems que aquest ha produït sobre la Terra des de que s’ha observat.

3


2. INFORMACIÓ SOBRE EL SOL El Sol és l’estrella més propera a la Terra. En aquesta la vida és possible gràcies a la seva llum i escalfor. La distància que hi ha entre la Terra i el Sol és perfecta. Podria haver estat de qualsevol manera, però quan és de dia no fa molta calor i quan és de nit no fa molt fred. D’aquesta manera podem dir que estar a una distància de 149.597.871km del nostre astre és una casualitat imprescindible. Fig2.1

2.1 HISTÒRIA El Sol també és conegut com “l’Astre Rei”. Moltes cultures com els Maies o els Inques ja l’estudiaven i fins i tot van construir diferents monuments per rendir-li homenatge. Concretament al mont Machu Picchu van construir una petita torre on el primer raig de Sol del solstici d’hivern passava per una petita finestra que enlluernava una pedra esculpida. També a Irlanda a l’edat de Pedra van fer una Fig2.2 construcció (Fig2.3) que mitjançant una lluerna el primer raig solar de l’any entrava per aquella obertura, que seguia un passadís totalment alineat que anava a parar un l’altar i l’il·luminava. Per poder fer això van necessitar tenir uns grans coneixements sobre el Sol i l’astronomia. Aquesta construcció és la més antiga de la Terra d’aquesta temàtica i gràcies a ella podem saber que a l’edat de Pedra ja hi havia alguna mena de pensament científic. Fig2.3 També hi ha hagut altres cultures que han intentat entendre el moviment del Sol, els quals van atribuir-li un caràcter diví. És el cas de diferents cultures com la dels Romans, els Grecs, els Egipcis o tribus africanes i asiàtiques. Fig2.1 Imatge del Sol captada per un satèl·lit artificial Fig2.2 Torre situada al Machu Picchu imatge del solstici d’hivern Fig2.3 : Porta d’entrada a la construcció Newgrange situada a Irlanda

4


Moltes d’aquestes cultures li posaven noms i li rendien homenatges. Els Romans li feien múltiples ofrenes en honor seu, els Grecs creien que el Sol era un déu que viatjava pel cel amb el seu carruatge i els egipcis l’anomenaven el déu Ra. Durant molts segles els antics grecs creien que la Terra era rodona i que era el centre de l’univers però més endavant Aristòtil fa 2000 anys postular el contrari. La Terra no era rodona, encara que continuaven creient que era el centre de l’univers (teoria geocèntrica) i que els planetes estaven dins d’unes esferes de vidre, que es col·locaven sobre la Terra (Fig 2.4) una a sobre de l’altre com les nines russes. Mitjançant aquest pensament de l’univers, els religiosos van dir que Déu era al sèptim cel. Segles més tard Nicolau Copèrnic va dir que el Sol era el centre d’un sistema (teoria heliocèntrica) i que la Terra girava al voltant del Sol. Copèrnic va ser jutjat pel tribunal de la Inquisició i el van condemnar a morir torturat. Copèrnic Fig2.4 va deixar de promulgar aquesta teoria però el pensament que el Sol era el centre va triomfar entre la població.

Fig2.4 Representació de l’univers creat per l’església al segle XVI.

5


2.2 CARACTERÍSTIQUES DEL SOL El Sol és el centre del Sistema Solar i està dins d’una galàxia en forma d’espiral que s’anomena Via Làctia, concretament ens localitzem al braç d’Orió. La Via Làctia està continguda dins del Supercúmul1 de Virgo. Aquest conté 1013 estrelles repartides en un espai de 110 milions d’anys llum.

2.2.1 COMPOSICIÓ La massa del Sol constitueix el 99,9% de la massa del Sistema Solar. Així, si la massa del Sol és de 2x1027 Kg i la de la Terra és de 5,97x1024Kg, necessitaríem 330.000 Terres per igualar la massa de la nostra estrella. El Sol està constituït principalment per dos elements: hidrogen (78,4%) i heli (19,8%). L’1,8% restant està dividit entre diferents elements com oxigen, carboni, nitrogen, neó, níquel, silici, sofre i ferro. La nostra estrella utilitza com a font d’energia la fusió nuclear, que consisteix en la unió de dos nuclis d’elements amb un baix nombre atòmic com l’hidrogen. Mitjançant la unió de dos nuclis de dos isòtops de l’hidrogen el deuteri i el triti el Sol produeix energia i genera heli més un neutró (Fig 2.5).

Fig3.1

Aquestes reaccions és fan al nucli del Sol on les temperatures són molt altes i l’energia que crea triga milers d’anys en arribar a la superfície. Aquesta forma d’obtenir energia s’anomena fusió i gràcies a Einstein sabem que dos protons per separat pesen més que units, d’aquesta manera la diferència de massa es converteix en energia. Així, en el Sol, cada segon i des de fa 4,5 mil milions d’anys, desapareixen Fig3.2 600 milions de tones d’hidrogen que es transformen en heli amb una pèrdua de massa de 4 milions de tones que es transformen en energia que es radia en forma de llum i calor a l’espai. A causa de totes aquestes reaccions que es produeixen, el Sol és una bomba d’hidrogen gegant que té tendència a explotar però que no ho fa perquè com té molta massa és manté unida per l’efecte de la gravetat. Aquestes forces oposades (la que tendeix

Supercúmul 1 : Concentració de milions de galàxies Fig3.1 : Equació que representa la reacció de fusió que realitza constantment el centre del Sol. Fig3.2 Representació de la reacció de fusió.

6


a fer-lo explotar i la que tendeix a enfonsar-lo) s’equilibren i mantenen la massa del Sol unida i estable. És a dir, la pressió gravitatòria compensa la tendència a explotar.

2.2.2 ESTRUCTURA Com a les altres estrelles, el Sol té una estructura determinada: L’esfera solar està formada per diferents capes. En cada una d’aquestes zones es produeixen diferents processos per tal de què l’energia del nucli es desplaci cap a l’exterior del Sol. En la següent figura (Fig2.7) podem veure les diferents capes del Sol en funció de la seva localització a l’esfera solar:

Fig2.3

Com podem veure a la fotografia, la zona més interior del Sol s’anomena nucli i es troba a unes temperatures que oscil·len entre els 8.000.000 i els 15.000.000oC. Per aquest motiu, la matèria està en estat de plasma. Aquesta zona està sotmesa a unes pressions 3· 1012 kPa. Gràcies a aquesta temperatura i pressió el Sol pot realitzar les reaccions de fusió abans esmentades. Per sobre d’aquesta capa trobem la zona radiativa, a una temperatura de 4.000.000oC i una pressió de 3·1013 kPa. A aquesta zona l’energia creada al nucli es desplaça cap a l’exterior. El següent nivell és la zona convectiva que amb una menor temperatura i pressió que a la zona radiactiva, a aquesta zona l’energia continua desplaçant-se cap a l’exterior com passa a la zona radiativa, però la diferència és que aquí al haver-hi una diferència de pressió el plasma es mou amb més velocitat produint uns corrents per dins del Sol. La següent capa és la fotosfera, amb una pressió de 10-3 kPa i una temperatura de 5700oC, aquesta és la zona més exterior de l’esfera del Sol, la seva

Fig2.3 : Dibuix esquemàtic de les parts que constitueixen el Sol. Font: Internet, Astroyciencia.com

7


superfície. En aquesta zona de l’estrella trobem diferents imperfeccions: els grànuls, les protuberàncies, les fulguracions, els ones d’Alfvén i les taques solars. Pel que fa a l’atmosfera del Sol, el que primer trobem és la cromosfera, és la zona on es comença a accelerar el vent solar (que descriure’m més endavant) cap a l’exterior del Sol. En la cromosfera la temperatura torna a augmentar fins al milió de graus centígrads. Després trobem la corona solar la capa més externa del Sol, on la densitat és molt baixa i només es pot veure a simple vista des de la Terra quan es produeix un eclipsi total de Sol. Aquí la temperatura arriba fins els 2x106 oC. La superfície del Sol com ja hem dit anteriorment no és uniforme sinó que presenta petites imperfeccions, com els grànuls anomenats col·loquialment <<grans d’arròs>>. Tenen una mida aproximada de 1.200 Km de diàmetre, la seva duració aproximada és de 8 a 30 minuts i es formen per l’expulsió de l’interior del Sol de grans quantitats de matèria i energia. Un altre tipus d’imperfecció que presenta el Sol són les Fig2.4 protuberàncies, uns arcs de foc que es creen entre dues zones més fredes del Sol i que es mantenen en forma d’arc a la fotosfera. Si un d’aquests arcs units pel camp magnètic del Sol es trenca, aquest allibera gran quantitat d’energia a l’exterior del Sol i passa a anomenar-se fulguració. Les ones d’Alfvén consisteixen en unes petites protuberàncies, molt menors a les protuberàncies abans esmentades, que apareixen constantment als camps magnètics de la superfície solar i es desplacen cap a la fotosfera. Per últim trobem les taques solars. Aquestes són unes zones més fredes a la fotosfera (entre els 3.000oC al centre i els 5.300oC) que es troben als voltants del centre. Com que la resta de la superfície es troba a 5.700ºC, el contrast de temperatura fa que sembli que Fig2.5 estigui més fosc.

Fig2.4: Grans de la superfície del Sol (fotosfera). Fig2.5 : Fotomuntatge, comparació del Sol amb la Terra.

8


2.3 VIDA DEL SOL El Sol no sempre ha existit. És va formar fa 4,5 mil milions d’anys i s’estima que en 5 mil milions d’anys desapareixerà per sempre. La següent imatge correspon a la vida d’una estrella com el Sol (nana groga) des de que neix a la part més esquerra de la il·lustració fins que mor a la part més a la dreta.

Fig2.6

Al inici una gran nebulosa va originar una supernova. Aquesta supernova va originar una estrella amb diferents cossos que l’orbitaven, aquests eren els planetes. Durant un cert temps va anar creixent fins a convertir-se al cap de 4,5 mil milions d’anys en una estrella tal i com la coneixem ara. Abans d’apagar-se, el Sol passarà per diferents etapes: primer començarà a augmentar la seva temperatura del nucli i arribarà fins als 100 milions de graus centígrads. Mentrestant la perifèria de l’estrella començarà a expandir-se. La falta d’hidrogen per fer la reacció de fusió li farà utilitzar l’heli per fer la reacció, de manera que transformarà l’heli en carboni, oxigen, neó.... Durant aquests anys el Sol intentarà reaccionar el màxim d’elements que té per poder produir energia, fins i tot arriba a fusionar el ferro, però al necessitar més energia de la que produeix pararà de reaccionar. En aquest moment el Sol canviarà d’aspecte. Passarà a ser una estrella denominada gegant vermella1, cent vegades més voluminosa que engolirà Mercuri i Venus mentre que la vida a la Terra deixarà d’existir. Més endavant es desprendran les capes més perifèriques i el seu nucli es contraurà, passarà a ser una nana blanca2. D’aquesta manera la nostra estrella es farà més petita fins i tot que la Terra i per últim s’apagarà.

Fig2.6: Representació de l’evolució del Sol Gengant vermella1: Estrella de baixa o intermèdia que després d’haver consumit l’hidrogen del nucli comença a agafar més volum i temperatura. Nana blanca2: És una remanent d’una estrella amb molt poc volum i lluminositat que ha esgotat el seu combustible.

9


2.4 EL SOL DES DE LA TERRA Des de la Terra es donen molts fenòmens causats pel Sol. La majoria d’aquests fenòmens succeeixen poques vegades però són espectaculars quan es poden veure.

2.4.1 EFECTES SOBRE LA TERRA A la Terra es donen molts fenòmens que fins fa relativament poc no se sabien a que eren deguts i que posteriorment s’han atribuït a fenòmens relacionats amb el Sol. És el cas de les aurores boreals, la crescuda dels rius, i fins i tot hi ha qui ha dit què els terratrèmols són deguts l’activitat del Sol. Durant aquest treball veurem les diferents teories sobre aquest i d’altres fenòmens que suposadament són deguts al Sol.

• OBSERVACIÓ DEL SOL

Fig2.7

El Sol produeix una gran quantitat de llum que arriba a la superfície de la Terra donant una lluminositat de 3,827 × 1026 W. Tenint en compte que una bombeta pot produir 100W i ja fa mal mirar-la directament, observar el Sol a ull nu és un risc molt extrem de patir una ceguera irreversible. Per això s’han inventat diferents mètodes d’observació per reduir la llum que ens arriba i així poder observar-lo. És el cas dels filtres solars o ulleres per mirar el Sol fets de plàstic, normalment Mylar que només deixen passar el 0,00001% de la llum. Hi ha Fig2.8 d’altres tipus de filtres solars com per exemple un filtre Hα que permet veure la cromosfera solar i per tant permet observar les protuberàncies i flamarades solars. També s’han descobert tècniques per poder projectar el Sol a una superfície. És el cas del solarscope (Fig2.8) que permet projectar llum solar sobre una superfície per tal d’observar-lo sense l’ús d’altres aparells. També existeix un tipus de telescopi que permet veure únicament la superfície del Sol, aquest telescopi s’anomena celòstat.

Fig2.7: Eclipsi de Sol en que es pot veure la corona Solar. Fotografiat des de la illa de Pasqua el 21 de juliol de 2010. Fig2.8: Solarscope, aparell que serveix per projectar la superfície de Sol.

10


3. MISSIONS D’EXPORACIÓ SOLAR Durant aquests anys d’investigacions sobre el Sol, les agències espacials de diferents països han llançat a l’espai molts satèl·lits perquè ens donin més informació sobre el Sol. A continuació veurem les missions del passat, present i futur.

3.1 PASSAT NOM DE LA MISSIÓ: FAST SIGNIFICAT: Fast Auroral Snapshot Explorer DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA DE LLANÇAMENT: 21 d’agost de 1996 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: 21 d’agost de 1997 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1 SITUACIÓ: El satèl·lit de la missió FAST està situat al pol nord. ÒRBITA: L’òrbita d’aquest satèl·lit era el·líptica i tenia una inclinació de 83º OBJECTIUS INICIALS: El principal objectiu de la missió FAST consistia en l’observació i l’estudi de les aurores boreals als pols de la Terra. OBJECTIUS ASSOLITS: Van obtenir prou dades perquè es puguin investigar sobre les corrents que hi ha a la zona on es produeixen les aurores, així com les ones electromagnètiques que produeixen aquests corrents. NOM DE LA MISSIÓ: IMAGE SIGNIFICAT: Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration DESENVOLUPAMENT: NASA DATA DE LLANÇAMENT: 20 de març de 2000 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: 18 de desembre de 2005 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1 SITUACIÓ: Ara mateix no se sap on es troba situada, degut a que el 18 de desembre de 2005 el satèl·lit va deixar d’enviar informació a la Terra per raons encara desconegudes. Aquesta missió hauria d’haver durat 2 anys, però es va prolongar fins que va deixar de funcionar. ÒRBITA: Aquest satèl·lit tenia una òrbita el·líptica de manera que constantment canviava de distància respecte la Terra. En el moment que el satèl·lit es trobava més a prop de la Terra era a una distància de 45,922 kilòmetres. OBJECTIUS INICIALS: Els objectius d’aquesta missió consistien en respondre diferents preguntes sobre el contacte del vent solar amb la magnetosfera. OBJECTIUS ASSOLITS: IMAGE va aconseguir complir tots els objectius abans esmentats

11


NOM DE LA MISSIÓ: ULYSSES SIGNIFICAT: Cap DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA DE LLANÇAMENT: 6 d’octubre de 1990 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: 26 de juny de 2009 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1 SITUACIÓ: Ara mateix el satèl·lit Ulisses està seguint una òrbita que gira entre el Sol i Júpiter. Imatge de l’òrbita actual (Fig.1) ÒRBITA: L’òrbita de l’Ulisses estava dissenyada per poder estar molt a prop del Sol en el seu màxim Solar (2001) i lluny del Sol quan no hi havia màxim solar. OBJECTIUS INICIALS: Els dos objectius d’aquesta missió eren: Fig.1 1- Comprendre una mica més el planeta Júpiter des d’una distància propera i des d’una distància més llunyana. 2- Observar amb més detall el màxim solar des d’una distància molt pròxima. 3- Estudiar el Sistema Solar OBJECTIUS ASSOLITS: Els objectius que es van complir van ser aquests: 1- El camp magnètic del Sol interactua amb el Sistema Solar d’una manera més complexa del que es pensava. 2- La brutícia (reques, asteroides...) provinents de l’espai profund presents al nostre Sistema Solar és 30 vegades més del que s’havia pensat. 3- El camp magnètic que sorgeix dels pols del Sol és molt més feble del que es pensava. 4- El vent solar ha anat disminuint i ara es troba en els nivell més baixos des de que va començar l’era espacial.

Fig.2: Òrbita i posició que seguia el satèl·lit en els diferents anys de la missió

12


3.2 PRESENT NOM DE LA MISSIÓ: SOHO SIGNIFICAT: Solar and Heliospheric Observatory DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA DE LLANÇAMENT: 2 de desembre de 1995 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: desembre de 2014 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1 SITUACIÓ: El satèl·lit SOHO està situat al voltant del punt L1, que és el lloc on la força de la gravetat de la Terra i la força de la gravetat del Sol és compensen. ÒRBITA: Està donant voltes el·líptiques al voltant del punt L1. Cada 6 mesos dóna una volta a aquest punt. OBJECTIUS: Els objectius d’aquesta missió consisteixen en respondre les següent preguntes: 1- Quina és l’estructura i dinàmica del Sol? 2- Per què la corona que conté el Sol arriba als 1.000.000oC, si la temperatura de la superfície solar no es troba a tanta temperatura? 3- Com es forma el vent solar i com s’accelera? D’aquestes tres preguntes de moment només s’ha pogut contestar la primera pregunta. La informació es troba a l’apartat 2.2 del treball. UTILITATS: Les utilitats principals d’aquest satèl·lit són obtenir les dades necessàries per poder complir els objectius esmentats. Per poder fer això, el SOHO està equipat amb unes eines per poder mesurar la velocitat i densitat del vent solar i també conté diferents càmeres per poder observar el Sol. Hi ha 8 tipus d’imatges que capta el satèl·lit: 1- EIT 171  mostra la matèria del Sol que es troba a 1 milió de graus Kelvin. 2- EIT 195  mostra la matèria del Sol que es troba a 1,5 milions de graus Kelvin. 3- EIT 284  mostra la matèria del Sol que es troba a 2 milions de graus Kelvin. 4- EIT 304  mostra la matèria del Sol que es troba entre 60.000 i 80.000 graus Kelvin. 5- MDI continuum  mostra la superfície del Sol i serveix per observar les taques solars 6- MDI magnetogram  mostra la superfície més al detall, per poder observar més precisament les taques solars i les zones més actives internament. 7- LASCO C2  mostra la corona solar més propera al Sol (coronògraf). Angular petit 8- LASCO C3  mostra la corona solar més llunyana al Sol (coronògraf). Angular gran. L’annex 1 mostra una fotografia de la combinació de les imatges enviades pel SOHO. DESCOBRIMENTS: Quan el SOHO va posar-se en funcionament, es van adonar que també servia per trobar cometes. Des de l’inici de la missió el satèl·lit ha descobert 2000 cometes.

13


NOM DE LA MISSIÓ: Cluster SIGNIFICAT: Grup (de satèl·lits) DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA DE LLANÇAMENT: 4 de juny de 1996 FINALTITZACIÓ DE LA MISSIÓ: ≈2012 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 4

SITUACIÓ: Els quatre satèl·lits estan posicionats en unes zones molt determinades per poder tenir la visió més precisa de les regions que han d’estudiar. Aquestes zones són les cúspides solars, una regió cònica de la magnetosfera, que es troba als casquets polars de la Terra, i la cua magnètica, que és la zona de la magnetosfera on adopta una forma de cua com el seu nom indica. Es troba situada a la part de la magnetosfera més allunyada del Sol. ÒRBITA: Tots quatre satèl·lits tenen una òrbita molt el·líptica que els permet visualitzar moltes zones de la magnetosfera i tarden al voltant de 57 hores en donar una volta a la Terra. OBJECTIUS: L’objectiu principal d’aquesta missió és l’anàlisi de l’ interacció que fan les partícules del vent solar en contacte amb la magnetosfera. Un altre objectiu és ajudar a la previsió d’explosions sobtades d’energia solar. Un altre dels objectius d’aquesta missió és l’estudi de les partícules carregades que desprèn el Sol, l’estudi dels camps magnètics i elèctrics que envolten la Terra i l’estudi de les interaccions entre les partícules carregades del vent solar en contacte amb el camp magnètic de la Terra. HISTÒRIA: Els satèl·lits de la missió Cluster van ser posats en marxa el dia 4 de juny de 1996, però un dels 4 satèl·lits que comprenien la missió va espatllar-se i per aquest motiu es va enviar un altre satèl·lit idèntic perquè substituís el satèl·lit espatllat. A aquesta nova nau va ser anomenada satèl·lit Fènix. UTILITATS: Una de les utilitats més importants d’aquesta missió és poder informar i protegir sobre imminents erupcions solars i la posterior protecció de tots aquells objectes que puguin ser danyats.

14


NOM DE LA MISSIÓ: STEREO SIGNIFICAT: Solar TErrestrial RElations Observatory DESENVOLUPAMENT: NASA DATA DE LLANÇAMENT: 25 d’octubre de 2006 FINALTITZACIÓ DE LA MISSIÓ: ≈2023 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 2

SITUACIÓ: Els dos satèl·lits que formen la missió no tenen una situació en especial ni segueixen una òrbita particular, sinó que en funció de l’any en què es troben, tenen una posició o una altra. Exactament al 2011 les dues naus es van alinear amb el Sol i el van rodejar de manera que els va permetre veure el Sol per davant i per darrere. Al 2015, les dues naus passaran per la part de darrere del Sol i en 2023 les dues naus s’aniran apropant cap a la Terra. ÒRBITA: Com ja he dit anteriorment, no hi ha una òrbita exacta. L’únic que es pot dir de les naus és que segueixen una òrbita heliocèntrica i la nau A tarda 347 dies en donar una volta al Sol i la nau B 287 dies. OBJECTIUS: Els objectius primordials d’aquesta missió són: 1- Comprendre les causes de les erupcions de massa coronàries (CME). 2- Saber per què es propaga les CME a través de l’heliosfera. 3- Descobrir perquè les partícules expulsades pel Sol adquireixen més acceleració a la corona solar. 4- Millorar la comprensió de la constitució del vent solar. UTILITATS: Aquesta missió serveix per poder proporcionar imatges en 3D de les erupcions solars, per així poder comprendre per què succeeixen. També serveix per poder veure l’esfera solar sencera de manera que tenim una perspectiva sencera del Sol per poder determinar situacions d’alerta davant de la possible formació de CME. DESCOBRIMENTS: El 6 de febrer de 2011, es van alinear els dos satèl·lits permetent, per primera vegada, la visió de tota l’esfera solar. La imatge de la dreta mostra la imatge del Sol visible des de la terra i a l’esquerra, l’oculta.

15


(

NOM DE LA MISSIÓ: IBEX SIGNIFICAT: Interstellar Boundary EXplorer (investigador de la frontera interestel·lar) DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA DE LLANÇAMENT: 19 d’octubre de 2008 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: 2010 posposa indefinidament NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1

SITUACIÓ: El satèl·lit IBEX està en una òrbita orientada al Sol i estabilitzada per la rotació al voltant de la Terra. ÒRBITA: L’òrbita d’aquest satèl·lit és molt el·líptica i per aquest motiu,es troba a vegades molt a prop i a vegades molt lluny, donant l’oportunitat de poder fer diferents accions durant el transcurs de la seva vida. Dona menys d’una volta a la Terra cada dia. OBJECTIUS: El principal objectiu d’aquesta missió és l’estudi del Sol en els llocs més llunyans del Sistema Solar. UTILITATS: Saber el lloc exacte en què el vent solar desapareix fent que es pugui determinar l’amplada de l’heliosfera. DESCOBRIMENTS: El 16 d’octubre de 2009 va descobrir com era realment l’heliosfera. La missió IBEX va revelar que la heliosfera que el vent solar adopta una forma semblant a la bombolla d’un cometa a mesura que es desplaça per l’espai interestel·lar.

Representació de l’heliosfera

16


NOM DE LA MISSIÓ: SDO SIGNIFICAT: Solar Dynamics Observatory DESENVOLUPAMENT: NASA DATA DE LLANÇAMENT: 11 de febrer de 2010 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: Entre 2015 i 2020 NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1 SITUACIÓ: A 36.000 Km de la Terra, està situat amb una inclinació de 28,5º. ÒRBITA: Té una òrbita de tipus geosincrona1 que significa que fa les mateixes voltes que la Terra sobre si mateixa. OBJECTIUS: L’objectiu fonamental de l’SDO és la substitució del satèl·lit SOHO explicat anteriorment. Per aquest motiu l’SDO té bàsicament el mateix objectiu que el SOHO, però millorant les tècniques i enviant imatges amb una qualitat molt més elevada, (fins i tot millor qualitat que les pantalles dels nostres televisors) i amb més continuïtat. UTILITATS: L’SDO va ser equipat amb uns instruments més eficients que els del SOHO, però que tenen les mateixes funcions. Va ser equipat amb dues antenes que permeten enviar un gran nombre d’imatges en alta definició. Aquesta manera de fer arribar les imatges fins a la Terra s’anomena enviament d’imatges per banda Ka. Per poder rebre les imatges s’han hagut d’instal·lar dues antenes de 18 metres de radi a la Terra situades a Nou Mèxic. L’SDO obté 15 tipus imatges diferents del Sol, 6 de les quals són semblants a les del SOHO però amb més resolució. L’SDO envia imatges cada 2-3 minuts (i el SOHO cada 10-12 minuts). L’SDO té tres tipus d’imatges del Sol: 1- AIA (193, 304, 171, 211, 131, 335, 094, 1600, 1700 i 4500), cadascuna d’aquestes imatges correspon a un nombre d’Armstrong indicat amb el número que l’acompanya. 2- HMI (Magnetogram, Intensitygram i dopplergram) que correspon a l’observació de les taques solars. La imatge dopplergram serveix per veure l’interior del Sol. 3- EVE soft X-Ray fa una imatge del raig X que desprèn el Sol. Les imatges que tenen en comú son AIA (304, 094, 335, 171), HMI (Magnetogram i Intensitygram) DESCOBRIMENTS: L’SDO ha estat el primer satèl·lit que ens ha permès observar una erupció solar amb una resolució major. Aquesta va ser fotografiada el 6 de desembre de 2010 i al CD de l’annex es pot veure. Geosincrona1: Satèl·lit que té un període de rotació igual al de la Terra, es a dir 24 hores.

17


3.3 FUTUR NOM DE LA MISSIÓ: RBSP SIGNIFICAT: Radiation Belt Storm Probes. DESENVOLUPAMENT: NASA DATA PREVISTA LLANÇAMENT: 18 de maig de 2012 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: Dos anys NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 2

SITUACIÓ: Les dues naus que formen aquesta missió estaran situades al voltant de la Terra. ÒRBITA: Desconeguda OBJECTIUS: Estudi de les capes exteriors de la Terra, observant els fenòmens deguts a l’efecte de les partícules energètiques que emet el Sol. UTILITATS: Explorar les regions on interaccionen aquestes partícules energètiques amb les capes més exteriors de la Terra i arriben a la Terra.

S

NOM DE LA MISSIÓ: SS SIGNIFICAT: Solar Sentineles DESENVOLUPAMENT: NASA i ESA DATA PREVISTA LLANÇAMENT: ≈2015 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: Desconegut NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 4

SITUACIÓ: Els quatre satèl·lits que formen la missió, s’estacionaran al voltant de l’equador del Sol. ÒRBITA: Al voltant del Sol. OBJECTIUS: Poder fer un millor estudi de totes les zones del Sol mitjançant l’ús de les dades proporcionades per aquests quatre satèl·lits, així aconseguint que no hi hagi la limitació de no poder observar el Sol en totes les zones que el formen. UTILITATS: Poder veure amb detall el Sol des de totes les direccions.

18


NOM DE LA MISSIÓ: SPP SIGNIFICAT: Solar Probe Plus (sonda solar plus) DESENVOLUPAMENT: NASA DATA PREVISTA LLANÇAMENT: ≈2018 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: Desconegut NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 1

SITUACIÓ: El satèl·lit que al 2018 formarà part de la missió SPP estarà situat molt a prop del Sol, serà el satèl·lit més proper al Sol mai enviat abans, arribarà fins una distància de 6,6 milions de kilòmetres del Sol. ÒRBITA: No concretada. Molt propera al Sol. OBJECTIUS: Intentar predir l’entorn en que es produiran les erupcions solars. Estudiar perquè la corona solar té més temperatura que la fotosfera. Estudiar com s’accelera el vent solar. Aquestes preguntes ja les van formular al enviar els satèl·lits SOHO i SDO. UTILITATS: Poder garantir una millor vida a totes aquells astronautes que hi hagi fora dels límits de la magnetosfera que els protegeix mitjançant la predicció de les erupcions solars. NOM: I-TSP SIGNIFICAT: Ionosphere-Thermosphere Strom Probes DESENVOLUPAMENT: NASA DATA PREVISTA DE LLANÇAMENT: 2012 FINALITZACIÓ DE LA MISSIÓ: Indeterminat NÚMERO DE SATÈL·LITS QUE EL COMPONEN: 2 SITUACIÓ: Els dos satèl·lits estaran contínuament donant voltes al voltant de la Terra. ÒRBITA: La òrbita d’aquests satèl·lits tindrà 60o d’inclinació respecte l’eix vertical. OBJECTIUS: Aquesta missió té dos objectius: 1- Determinar els efectes de la variabilitat de les densitats electròniques al món. 2- Determinar les causes de irregularitats de la ionosfera UTILITATS: Aquesta missió, conjuntament amb la RBSP (vista anteriorment), servirà per protegir els astronautes i els satèl·lits en front d’una tempesta solar.

19


4. LES TAQUES SOLARS Una taca solar és una regió de la fotosfera del Sol que és, temporalment, uns centenars de graus més freda que el seu entorn, raó per la qual s’aprecia com una taca fosca en el disc solar. Encara que no se sap del cert però es creu que els descobridors de les taques solars van ser els científics xinesos a l’any 1200aC i no Galileu Galilei o Christopher Scheiner com s’ha cregut sempre. No obstant cal recordar que una de les persones més importants en l’estudi del Sol ha estat Christopher Scheiner, pare de l’observació solar. Scheiner va escriure Fig4.1 un llibre molt valuós per a la societat científica que feia un estudi sobre el comportament del Sol. Aquest llibre s’anomena “Rosa Ursina” (fig.5.1), conté informació de nombroses observacions. Les taques solars, com hem dit anteriorment, són petites zones1 de la superfície solar que poden arribar a una grandària màxima de 50.000 Km i que es divideixen en dues parts: la part d’ombra i la de penombra. La primera es la zona amb menys temperatura i per aquest motiu la és la zona més fosca de la superfície solar, per g Fig4.2 altra part trobem la zona de penombra que és l’àrea de transició entre la zona d’ombra i resta de la superfície solar. Cadascuna d’aquestes regions es troba a diferents temperatures. Així, la part d’ombra es troba a 3.000oC; en canvi la penombra està a una temperatura de 5300oC. Les taques solars són degudes als camps magnètics d’una zona geogràfica del Sol molt focalitzada. Generalment, per a què una taca solar provoqui una erupció solar, ha d’haver-hi una zona inestable amb nombroses taques solars juntes. Entre aquestes dues taques apareixen uns arcs de gas (fig4.2), que son el reflex dels camps magnètics existents (8.000 a 10.000 vegades superiors al camp magnètic de la Terra). Al Sol no sempre hi ha taques solars, sinó que es formen i desapareixen al llarg d’un cert temps que no arriba als 20 dies aproximadament. Les taques solars de la fotosfera semblen punts negres però si poguéssim treure una d’aquestes taques i posar-la al cel de nit, brillaria tant com la Lluna plena. Fig4.1 : Dibuix fet per Christopher Scheiner, inclòs dins del llibre “Rosa Ursina”. Per petites zones1 s’entén les dimensions aproximades de la Terra. Fig4.2 : Arcs magnètics que van des d’una taca solar fins un altre taca propera

20


El Sol segueix una certa rutina que es repeteix constantment cada onze anys, aquesta rutina rep el nom de cicle solar. Aquest cicle es divideix en dues etapes diferents la primera, anomenada mínim solar, compren del primer fins el novè any i és l’etapa on menys activitat presenta el Sol. Però això a la Terra no representa cap canvi ambiental. L’altra etapa, anomenada màxim solar, comprèn els dos darrers anys del cicle el Sol i ofereix una quantitat màxima de taques solars. Aquest segon període es produeix a causa de què els camps magnètics que han sorgit en la fotosfera, produeixen l’alteració de la rotació del Sol, que comença a desequilibrar-se, fins que torna a equilibrar-se i comença un altre vegada el cicle solar i per tant el mínim solar. Fig4.3 Una manera d’identificar una taca solar, és mirar la imatge que ens envien els satèl·lits i que ens mostren clarament les taques. En aquestes imatges obtingudes amb el mode “magnetogram” (Fig5.3), es poden veure unes taques més negres que mostra una taca solar en formació. També una altra forma de saber on sortiran les taques solar, però a més llarg termini, és tenint en compte que, depenent del cicle solar, les taques solars tenen més possibilitats de sortir en determinats llocs del sol (Fig4.4), com podem veure a la fotografia, on s’aprecien els llocs on més possiblement poden sortir taques solars.

Fig4.4

Fig4.5

Fig4.3 : Imatge del MDI Continuum feta el 27 de març de 2003 pel satèl·lit SOHO. Fig4.4 : Imatge de tipus MDI Magnetogram. Fig4.5 : Imatge de tipus MDI Continuum.

21


Fig4.6

A la Fig4.6 podem veure que als anys de mínim solar, les taques surten als tròpics del Sol (els punts més allunyats de l’equador) i en menys quantitat. Generalment, durant aquests anys del cicle les taques són més petites i no n’hi ha gaires. El màxim solar no té una durada exacta i presenta taques més grans que surten més a prop de l’equador, per la qual cosa, les possibles erupcions que puguin sortir d’aquestes taques van directament a la Terra. Als anys del 7 al 11 del cicle torna a entrar en el mínim solar, però per proximitat al màxim, el Sol encara conté bastants taques a prop de l’equador, amb tendència a que es desplacin cap als extrems del Sol. Actualment, ens trobem en un màxim solar que va començar al març de 2011 i que teòricament durarà fins a mitjans de 2012. Es creu que aquest màxim solar serà un dels més potents de tots els temps degut a que el mínim solar previ ha estat un dels més inactius de tota la història. S’ha de tenir en compte que és molt possible que on hi ha un taca solar pot sorgir una gran quantitat d’energia que vagi a parar a l’espai. Per què aquesta quantitat d’energia arribi a la Terra, la taca solar ha d’estar al centre de la superfície del Sol. És per això que al màxim solar hi ha més possibilitats de que una erupció d’aquest tipus ens arribi, ja que és més probable que sorgeixi una taca solar en la localització idònia. Perquè una taca solar tingui algun efecte, ha d’estar agrupada amb altres taques: Com més grans, més activitat registren i l’energia de raig-X que desprenen les taques solars es podem observar Fig4.7 millor a les imatges que envia l’SDO. A la Fig4.7 podem observar l’activitat enregistrada per una taca solar a l’esquerra de la superfície solar de la fotografia. Es tracta de la imatge enregistrada el mateix dia que la Fig4.5. Fig4.6 : esquema del cicle solar. Fig4.7 : Imatge obtinguda pel satèl·lit SDO en el seu mode de raig X. Correspon al mateix dia que la Fig4.4 i Fig4.5

22


Una taca solar és capaç d’acumular una gran quantitat d’energia que posteriorment, desprèn enviant a l’espai una gran quantitat de matèria, constituïda bàsicament per electrons. Aquesta quantitat de massa està a gran temperatura i viatja a una gran velocitat, però té molt poca densitat. Concretament el mateix dia de la Fig4.7, la massa que emetia el Sol tenia una densitat que no arribava als 10 protons per centímetre cúbic, en canvi la velocitat pot arribar fins als 800 km/s (2.880.000 km/h). Tota aquesta matèria despresa arriba a la terra amb molt poc temps:

Fig4.8

Fig4.8 : És el factor de conversió mitjançant la distància entre el Sol i la Terra i la velocitat que es mou aquesta energia, ens diu aproximadament quant tarda aquesta energia en arribar a la Terra des de que és emesa pel Sol.

23


5. LA ROTACIÓ DEL SOL I PART PRÀCTICA El Sol com la resta d’astres va rotant sobre si mateix, de manera que la superfície solar es va movent constantment. Però al tractar-se d’un cos en estat de plasma semblant a l’estat líquid, la seva superfície no rota homogèniament. Concretament hi ha una diferència de 10 dies entre una zona del Sol i una altra. Si a la zona equatorial del Sol la rotació es compleix després de 20 dies, a la zona més polar del Sol tarda en fer la rotació 30 dies. A la zona entre l’equador i el pol la rotació es fa al voltant de 25 dies. Des de la Terra només podem veure la meitat d’una rotació solar ja que només veiem una cara del Sol. Com que la superfície del Sol és tota igual no es pot apreciar el moviment que fa, però si hi ha una taca solar, aquesta rotarà i per tant podrem veure com gira el Sol. Això és el que he fet. Durant els mesos de juliol i agost he estat observant una taca solar que es trobava a una latitud de 20o i per tant es trobava a prop de l’equador solar. En teoria la rotació havia de durar 24 dies aproximadament però com que des de la Terra només es veu una part del Sol, la taca hauria d’estar visible des de la Terra durant 12 dies aproximadament. L’observació que vaig fer va començar el dia 28 de juliol de 2011 i va acabar el dia 8 d’agost, per tant l’observació de la taca solar va durar 12 dies com havíem dit anteriorment. A la part pràctica situada a l’Annex 2 es poden veure les dotze fitxes corresponents a cada dia de l’observació. Per poder visualitzar millor les imatges, cada dia hi ha un total de sis imatges. Les dues primeres corresponen a les imatges fetes des del meu telescopi, la primera amb una càmera digital i la segona amb una càmera especial per a telescopis. Aquesta darrera càmera obté una imatge molt més nítida i amb major augment. Les dues següents imatges corresponen a fotografies del satèl·lit SDO en el seu mode d’HMI Intensitygram que permet veure la superfície del Sol i les taques solars. Aquesta imatge és semblant a la que s’obté amb el telescopi i el filtre solar que he utilitzat. La imatge situada a la dreta és l’ampliació de la imatge de l’esquerra per observar millor la taca solar que he estat seguint. Aquesta taca solar la NOAA la va numerar amb el número 11263. Totes les taques solars són numerades per poder-les identificar. Per últim trobem dues imatges més la que es troba situada a l’esquerra correspon al SDO en el seu mode AIA 304 i permet veure la zona de la superfície solar que es troba entre 60.000 i 80.000 Kelvin. I la imatge de la dreta correspon a la imatge del SOHO que ens permet veure la corona solar amb un angular petit (LASCO C2).

Fig5.1 i Fig5.2 

Fig5.1 : Imatge Ampliada de la taca solar que seguirem. Fig5.2 : Imatge de tota la superfície solar amb la taca solar observada.

24


6. ERUPCIONS SOLARS Una erupció solar consisteix en l’emissió de matèria del Sol cap a l’espai. Hi ha dos tipus d’erupcions solars: el vent solar, l’ejecció de massa coronal i ones d’Alfvén. La primera consisteix en l’emissió d’un flux variable de matèria, generalment carregada elèctricament, en totes les direccions. Aquest flux de matèria té poca densitat i ens arriba constantment a la Terra. La segona és una emissió d’una gran quantitat de matèria en poc temps i amb una major densitat i passa menys sovint.

6.1 VENT SOLAR El vent solar consisteix en un flux de d’ions positius i electrons que es propaga en tote direccions amb velocitats properes al 400 km/s (1.500.000 km/h) i a una temperatura de 150.000oC quan surt del Sol. Totes aquestes partícules tant calentes surten en totes les direccions del Sol i la Terra en rep una part. Aquest vent solar, per sort, és inofensiu si estàs dins d’un “escut” que et protegeix d’aquestes partícules. Això és el que passa a la Terra: una capa “invisible”, la magnetosfera, que consisteix en un camp magnètic que surt dels pols de la Terra, desvia totes aquelles partícules que intenten penetrar a la Terra. Aquesta barrera no és present a tot arreu de la Terra, sinó que als casquets polars la magnetosfera adopta una forma d’embut anomenada cúspide polar (nº1) i permet que el vent solar entri més fàcilment a l’atmosfera produint un fenomen, les aurores polars. Una altra part de la magnetosfera és la cua magnètica (nº2) En la que magnetosfera adopta una forma allargada Fig6.1 en direcció del vent solar. Per últim, la magnetosfera conté una capa frontal al Sol anomenada front de xoc (nº3) i que és el lloc de la magnetosfera que més resistència ofereix al vent solar. En la Fig6.1 en color blau es pot apreciar l’escut protector que ens envolta. Aquest escut no es troba sempre en la mateixa situació, sinó que va canviant la seva forma en funció de la quantitat de partícules que entrin en contacte amb aquesta capa, això ho podem veure clarament a l’annex 3. Quan hi ha molta quantitat de partícules i van a una gran velocitat aquesta capa es desplaça, de manera que aquestes partícules que constitueixen el vent solar poden passar més fàcilment. Això comporta que aquesta matèria pugui entrar a la Terra i que generi problemes. Quan una gran quantitat de

nº1 : Cúspide solar representat a la Fig6.1 nº2 : Cua magnètica representat a la Fig6.1 nº3 : Front de xoc representat a la Fig6.1 Fig6.1 : Recreació de la magnetosfera

25


partícules entren en contacte amb la Terra és denomina Tempesta solar o geomagnètica. Les conseqüències que comporten aquestes tempestes es poden veure a l’annex 1. El vent solar està constituït per un 4% d’heli i un 95% d’hidrogen, l’1% restant el constitueix el Carboni, l’Oxigen, el Neó, el Magnesi, el Silici i el Ferro. Els àtoms d’aquests elements constitueixen el vent solar i es troben tots en forma d’ions positius el que significa que han perdut electrons degut la alta temperatura. Per aquest motiu, el vent solar està constituït pels ions positius i els electrons que els ions han perdut. Aquest conjunt de partícules a tant alta temperatura s’anomena plasma i és el quart estat de la matèria. El vent solar arriba a la Terra amb una velocitat que varia entre els 200 i 900 m/s. Tota aquesta matèria que perd el Sol és aproximadament de 800 kg per segon, cossa que comporta que al llarg d’un any perdi 2.500.000 tones. El vent solar té una densitat tant baixa que no podria moure ni un sol pel. Aquestes densitats fluctuen entre els 5 i els 7 àtoms per centímetre cúbic. En moments d’extrema tranquil·litat, la densitat pot baixar fins als 0,1 àtoms/cm3 i assoleix els 50 àtoms/cm3 en moments de màxima activitat. El vent solar es desplaça pel Sistema Solar a gran velocitat. Al sortir del Sol el vent solar agafa una velocitat de 400 km/s aproximadament. Fent el càlcul, arribem a la conclusió que la matèria expulsada del Sol recorre els 149.600.000 km que hi ha de la Terra al Sol en 4 dies i 7 hores aproximadament:

Fig6.2

Però com bé representa el dibuix (fig6.1), la magnetosfera juga un paper molt important en les nostres vides. Aquesta matèria no aconsegueix arribar a la terra sinó que és desviada gràcies a la magnetosfera i només pot entrar una mica de partícules que formen el vent solar pels pols. Aix�� pot provocar que hi hagi aurores boreals, explicades més endavant. Aquest vent solar després de passar per la Terra continua el seu recorregut pel sistema solar, fins sobrepassar l’òrbita de Plutó. És més enllà del planeta nan Plutó quan el vent solar es comença a dispersar fent un recorregut d’uns sis bilions de kilòmetres aproximadament. Tota aquesta distància el vent solar la recorre en més de 5 mesos i 21 dies com es pot comprovar en el següent factor de conversió: Fig6.3

Fig6.2: Factor de conversió on es mostra el temps que triga el vent solar en arribar a la Terra. Fig6.3: Factor de conversió que mostra el temps que tarda el vent solar en arribar més enllà de Plutó.

26


6.2 EJECCIONS DE MASSA CORONAL Una ejecció de massa coronal o coronària consisteix en l’expulsió de milers de milions de tones de gas de la corona solar cap a l’espai a una temperatura de 6 milions de graus centígrads i a velocitats de centenars de quilòmetres per segon. Una ejecció de massa coronal també es pot anomenar, de les sigles en anglès, CME. Les ejeccions de massa coronàries es coneixen des de fa 152 anys. Van ser descobertes l’1 de setembre de 1859. Aquest va ser el primer dia en qué es van observar, però no van saber que era perquè les partícules que van arribar a la Terra no sabien encara que existien. No va ser fins al 14 de desembre de 1971 que es va descobrir i interpretar que era una ejecció de massa Fig6.4 coronal. L’inici d’una erupció solar és una erupció de massa coronària que té una alta densitat però a mesura que avança perd densitat. Quan aquesta massa procedent del Sol arriba a la Terra i entra en contacte amb la magnetosfera, s’anomena tempesta solar. Aquesta massa surt des del Sol cap a l’univers, en forma de partícules (protons, neutrons, electrons...). Totes aquestes partícules viatgen a gran velocitat per l’espai i pot ser que arribin a algun cos espacial. Una CME, no es pot predir, ni sobre quan passarà ni cada quant temps es dona. Només sabem que generalment es produeixen en un període de màxim solar, cosa que no impedeix que en un mínim solar no es produeixen. Una CME que va en direcció a la Terra pot ser molt agressiva i pot causar grans desperfectes. Com que una erupció de massa coronal podria provocar desperfectes, des dels Estats Units s’ha creat una institució governamental que controla aquestes erupcions solars. Aquesta institució, dirigida des dels Estats Units s’anomena NOAA1 (National Oceanic and Atmospheric Administration), conté un departament dedicat a la predicció del clima espacial i s’encarrega de donar els avisos de les situacions de risc causades pel Sol entre d’altres objectes de l’espai. Aquesta branca de la NOAA, s’anomena SWPC i significa Space Weather Prediction Center (en català, centre de predicció del clima espacial). Els treballadors d’aquesta institució s’encarreguen de predir el comportament del Sol per poder determinar quan hi haurà la propera situació d’alerta. Però no és una feina fàcil, ja que el Sol, com la majoria de les estrelles, és impredictible, i per aquest motiu, el que majoritàriament fan aquestes institucions és observar una el Sol i quan veuen que sorgeix Fig6.4 : Combinació d’imatges del satèl·lit SOHO i SDO d’una ejecció de massa coronària el dia 6 de desembre de 2010. NOAA1 : lloc web http://www.noaa.gov/

27


una situació de risc com una CME donen l’avís a les autoritats de la possibilitat d’una possible tempesta solar i també informen en quant de temps arribarà a la Terra. Generalment, això serveix poc ja que en 30 hores comença a arribar la CME a la Terra i per tant no hi ha gaire marge per reaccionar. A continuació es pot veure en el factor de conversió per veure el temps que triga generalment en arribar una ejecció de massa coronal:

Fig6.5

Una CME, com ja hem dit anteriorment, consisteix en una emissió d’una gran quantitat de matèria a l’exterior del Sol. Aquesta matèria arriba a la Terra aproximadament en 30 hores. Però no sempre aquestes ejeccions viatgen cap a nosaltres, sinó que es propaguen per l’espai. Perquè ens afecti una CME, ha d’haver-hi una taca solar al centre de la superfície solar vista des de la Terra (Fig6.7). Si una CME apareix en aquesta zona aportaria molta energia elèctrica a la nostra atmosfera degut a que la magnetosfera no podria desviar tota la matèria expulsada pel Sol. Això es denominaria tempesta solar. Les tempestes solars les veurem en el següent apartat i poden ser de diferents tipus.

Fig6.7

Fig6.8

Una altra manera de saber si una CME es dirigeix cap a nosaltres consisteix en observar el coronògraf, el mode de fotografia que té el satèl·lit SOHO que crea constantment un eclipsi de Sol i per tant es pot veure sempre la corona. Té dos angulars, el petit (C2) i el gran (C3). Quan la CME apareix al mig de la imatge (Fig6.8) s’anomena efecte “halo” i la CME es dirigeix cap a la Terra.

Fig6.5 : Factor de conversió que mostra el temps que passa des de que la CME surt del Sol i arriba a la Terra. Fig6.7 : Imatge del Sol amb la localització de la zona en que si es produís una CME, afectaria directament la Terra. Fig6.8 : Imatge del satèl·lit SOHO en el seu mode C2 el dia 17 de gener de 2005.

28


6.3 FLAMARADA SOLAR Una flamarada solar consisteix en una gran explosió que es genera a la fotosfera. Les flamarades solars van ser descobertes per Richard Christopher Carrington l’1 de setembre de 1859, que va veure a través d’un telescopi un augment de la brillantor entorn d’una taca solar. Aquesta és la major flamarada solar de tota la història que s’ha observat fins ara, fins i tot es va poder veure a ull nu. Aquell fenomen va comportar greus problemes degut a la posterior tempesta solar que va afectar a la Terra. La flamarada més espectacular va ser la del passat 6 de desembre de 2010 on el nou satèl·lit SDO va poder captar-ne una en alta definició. Aquesta flamarada correspon a la fig6.9 i podeu veure a la seqüència d’imatges a la pàgina 53 del treball (Fig8.20). Fig6.9 Les flamarades solars expulsen fora del Sol radiació (fotons) en totes les longituds d’ona. Des de les ones de ràdio (alta longitud d’ona), fins els raig gamma (baixa longitud d’ona). També s’expulsa matèria que és la que dona forma a la flamarada, aquesta matèria està constituïda per electrons, ions, àtoms, etcètera. La majoria d’aquestes erupcions es produeixen en indrets amb taques solars on hi ha un gran camp magnètic. Si una flamarada és molt violenta pot generar una ejecció de massa coronal. És més comú trobar al Sol flamarades solars, quan es troba en l’estat més actiu del seu cicle solar. Una flamarada solar pot afectar al propi Sol, concretament a la superfície solar. Com es pot veure en la seqüència d’imatges (Fig8.20), aquest arc vermell que sobresurt del Sol, ràpidament quan s’acaba retrocedeix cap a la fotosfera. En impactar a la superfície crea una ona expansiva de tres kilòmetres d’altura que es desplaça en totes les direccions a 400.000km/h per la superfície solar. Aquesta força es podria comparar amb la d’un terratrèmol de 11,3 graus en l’escala de Richter a la Terra. S’està investigant l’origen de les flamarades solars, però la teoria que ara per ara guanya més força és la que diu que es formen per la reconnexió dels camps magnètics. Encara no sabem predir les flamarades solars, només tenim una certa idea de quines són les característiques que han de complir les taques solars perquè produeixin una flamarada solar. D’aquesta manera, la NOAA, continua estudiant el procés de formació de les flamarades solars. La NOAA s’encarrega de clasificar les flamarades y ho fa amb una lletra (C,M,X) i un número entre el 0 i el 20 depenent de la potència. Una flamarada C1 seria la flamarada més dèbil mentre que una flamarada X20 seria la flamarada més potent. Fig6.9 : Flamarada solar enregistrada pel satèl·lit SDO dia 6 de desembre de 2010.

29


6.4 ONES D’ALFVÉN Les ones d’Alfvén consisteixen en unes petites protuberàncies que succeeixen als camps magnètics i transporten energia electrodinàmica cap a l’exterior del Sol. Aquestes ones duen aquest nom en honor al científic i premi Nobel de física suec Hannes Alfvén, que l’any 1942 va publicar en una revista científica l’existència d’unes ones magnetohidrodinàmiques. Gràcies a aquest home, els científics van investigar-les i van descobrir visualment al 2007 l’existència d’aquestes ones a la superfície del Sol (Fig6.10).

Fig6.10

Després d’aquest descobriment, els científics van deduir que l’augment de la temperatura de l’atmosfera del Sol és a causa d’aquestes ones que vibren i produeixen una fricció amb la cromosfera que fa augmentar la temperatura fins al milió de graus Celsius.

Fig6.10 : Imatge captada pel satèl·lit Hinode de les ones d’Alfvén.

30


7. TEMPESTES SOLARS La Terra pot patir tres tipus de tempestes produïdes pel Sol: la tempesta de radiació solar, les apagades de ràdio i les que més succeeixen, les tempestes geomagnètiques. Aquestes tempestes poden succeir o independentment o conjuntament amb altres. Això depèn del tipus de matèria que expulsi el Sol. La NOAA té una secció que s’encarrega de la predicció del clima espacial (SWPC) i mitjançant la interpretació de les diferents dades que li subministren satèl·lits i observatoris solars dóna a conèixer quines són les situacions actuals i properes pel que fa al temps espacial. Com que el Sol influeix molt la situació li fan un seguiment molt exhaustiu. Totes aquestes prediccions es poden consultar a la seva pàgina web: www.swpc.noaa.org

7.1 TEMPESTES GEOMAGNÈTIQUES Una tempesta geomagnètica consisteix en l’arribada a la Terra d’una gran quantitat de matèria elèctrica procedent del Sol. Aquesta gran quantitat de matèria està produïda o bé pel vent solar, o bé per una flamarada solar, o bé per una CME (secció 5.2). Si es tracta del primer cas, la tempesta no serà gaire important, però si es tracta d’una flamarada que la seva energia arriba a la Terra, i la tempesta és molt més important. A la Terra es produeixen aproximadament 900 dies amb tempesta geomagnètica cada cicle d’11 anys però la majoria se’n registra durant el màxim solar. Hi ha tempestes geomagnètiques de diferents intensitats i produeixen efectes diferents. En la següent taula es pot veure la categoria, els efectes, els paràmetres i la freqüència de les tempestes geomagnètiques, que en aquest cas són les de màxima intensitat:

*Correspon a latitud geomagnètica. Annex 4 per saber latituds geomagnètiques de qualsevol lloc. Taula 1 Taula 1 : Taula on es mostra informació d’una tempesta geomagnètica de màxima intensitat. Font: http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/SpanScales.pdf

31


La màxima categoria que pot agafar una tempesta geomagnètica s’anomena G-5 i produeix diferents problemes en l’àmbit del transport d’energia, en l’àmbit dels aparells de l’espai entre d’altres. Una dada interessant és que l’aurora boreal (s’explica més endavant) s’ha vist en latituds inferiors als 40º, (no de la latitud geogràfica, sinó de latitud geomagnètica, i que depèn de la distància als pols magnètics i no pas als pols geogràfics). La latitud geomagnètica de Barcelona és de 35º. A l’Annex 3 es poden veure latituds geomagnètiques d’altres països. Les tempestes geomagnètiques depenen del nombre i intensitat de les partícules provinents del Sol que entrin en contacte amb la magnetosfera. Aquest nombre s’anomena índex de Kp i s’obté mitjançant l’ús de magnetòmetres que estan repartits principalment per Nord Amèrica, encara que a Europa hi ha un observatori dedicat a aquest tipus d’observacions (Gran Bretanya). L’índex de Kp pot oscil·lar entre el 0 i el 9 depenent de les condicions en que es trobi el camp magnètic. A partir de 4 ja es considera tempesta geomagnètica moderada, quan es 5 s’anomena tempesta geomagnètica important i de 6 en endavant, passa a dir-se tempesta Fig7.1 geomagnètica severa. La Fig7.1 correspon a una gràfica del índex Kp, enregistrat el 9 de març de 2011, que va ser el dia que es va produir la primera tempesta geomagnètica del nou cicle solar que acabem d’iniciar. En ella podem veure la progressió ascendent dels índex de Kp fins a arribar al nombre 5, que correspon a una tempesta geomagnètica G-1 que no va ocasionar grans desperfectes. La següent taca solar que va produir aquesta tempesta geomagnètica també va provocar una tempesta de radiació solar (explicada al següent apartat) el mateix Fig7.2 dia.

Fig7.1: Taula on es mostra l’índex de Kp el dia 9 de març de 2011. Fig7.2 : La zona encerclada és on hi havien les taques solars que van produir les diferents tempestes solars. AIA 304 (esquerra), HMI intensitygram (dreta). Imatge procedent del satèl·lit SDO el dia 9 de març de 2011.

32


7.2 TEMPESTES DE RADIACIÓ SOLAR Les tempestes de radicació solar consisteixen en l’augment al vent solar de partícules com els electrons i muons amb carga negativa, els protons amb carga positiva i els neutrins que no tenen càrrega. Aquestes partícules arriben a la Terra procedents del Sol. Contínuament ens arriben en forma de partícules, però en alguns moments l’energia que porten aquestes augmenta a causa d’una erupció solar. La energia de les partícules es mesura en MeV, Megaelectró-volt, equival a 106eV. Essent un electronvolt l’energia equivalent a la energia cinètica que adquireix un electró al ser accelerat al buit per una diferència de potencial d’1 volt. Un electronvolt equival a 1,6 · 10-19 Joules. Per tant 1MeV = 1,06 · 10-7J. Les tempestes de radiació solar no són freqüents ja que només es produeixen al voltant de 50 vegades per cada cicle solar i per tant, és de les que menys se sent a parlar, però els seus efectes són molt pitjors en cas que succeeixi una tempesta d’aquest tipus i amb la seva màxima intensitat. A continuació hi ha una taula amb les conseqüències que comporta que hi hagi una tempesta d’aquest tipus tant per les persones com pels satèl·lits o per altres aparells:

*Promitjos cada 5 minuts **Els esdeveniments poden durar més d’un dia Taula 2

Aquesta taula obtinguda del Centre de Predicció del Clima Espacial ens explica que poden haver-hi complicacions fins i tot per a les persones que volen en avions a latituds grans. Per aquest motiu, una tempesta d’aquest tipus causa grans problemes. Tempestes de radiació solar se’n veuen poques. En concret el màxim grau de tempesta de radiació solar succeeix menys d’una vegada per cicle solar.

Taula 2 : Taula on es mostra la informació d’una tempesta de radiació solar de màxima intensitat. Font: http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/SpanScales.pdf

33


7.3 BLOQUEIG DE RÀDIO El tercer i últim tipus de tempesta solar són les denominades apagades de ràdio que passen bastant sovint però en menor intensitat. Consisteix en l’augment dels raigs X procedents del Sol que arriben a la ionosfera1. Les conseqüències d’una tempesta d’aquest tipus afecta a les comunicacions tant en alta freqüència com en baixa freqüència. En la següent taula es pot veure els efectes: el nom, els valors que s’han de complir i els dies que es dona per cicle solar. Exactament correspon als efectes que causaria una tempesta de bloqueig de radio més extrema.

*Altres freqüències també poden estar afectades **Per veure més taules consultar Annex5 Taula 3

Com es pot veure a la taula, les comunicacions amb aquest tipus de tempesta solar resulten molt mal parades ja que sofreixen danys que poden durar fins i tot dies en ser reparats. Si això succeís, ara per ara hi hauria una gran quantitat d’aparells que no funcionarien, des dels telèfons mòbils, fins la ràdio. Els raig X consisteixen en unes ones electromagnètiques de longitud d’ona de 10 a 0,1 nm. Les unitats en que es mesuren els raig X són els W/m2 . A l’annex 5 es troben les taules on expliquen els perills que comporta cadascuna d’aquestes tempestes solars en funció de la seva intensitat.

Ionosfera 1 : Capa situada a les parts més altes de l’atmosfera, similar a la magnetosfera, però que ens protegeix dels raig X i gamma. Està situada més a prop de la superfície que la magnetosfera. Taula 3: Taula on es mostra la informació d’una tempesta de bloqueig de ràdio de màxima intensitat. Font: http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/SpanScales.pdf

34


8. FENÒMENS PROVOCATS PEL SOL A LA TERRA Hi ha diferents fenòmens que succeeixen a la Terra que són causats pel Sol, per exemple les aurores boreals, els eclipsis o la visió dels planetes i satèl·lits. D’aquesta manera, ara veurem l’explicació de tots aquests fenòmens.

8.1 AURORA POLAR Les aurores polars sempre han estat admirades per la seva senzillesa i la seva màgia, que les portava pel cel durant tota la nit i que no parava de moure’s. La gent que resideix en llocs on es veu sovint l’aurora l’ha denominat de diferent maneres. Si resideix al sud l’anomenen col·loquialment llums del sud, i científicament, aurora austral, ja que apareix a la zona d’Austràlia. Pel contrari, els habitants del nord, anomenaven aquest fenomen llums del nord o aurores boreals. Es va assignar el nom d’aurora perquè Aurora era el nom de la deessa romana de l’alba, ja que la gent veia com per l’horitzó contrari al de la posta de Sol, apareixien unes llums vermelloses que semblava que el Sol tornés a sortir. El nom de Boreal es va assignar gràcies al terme grec “Boreas” que significa vent. Les aurores polars agafen formes ondulades que sembla que siguin corrents d’aire. Les aurores polars consisteixen en l’aparició de coloracions al cel que estan en continu moviment i canviant de colors al llarg de la nit. Durant les aurores polars succeeixen certs sorolls misteriosos que pot ser que una persona els escolti i un altre al costat seu no els arribi a escoltar. Per resoldre aquest succés, s’han presentat diferents teories que s’expliquen a continuació. Les aurores polars sempre han portat molts mals de cap als científics; Benjamin Franklin al voltant del 1750 va dir que eren causades per l’acumulació de càrregues elèctriques a les regions polars intensificades per la neu i la humitat. El 1900 Kristian Birkeland va desenvolupar un experiment científic (Fig8.1) que pretenia simular l’aurora boreal mitjançant una capsa al buit que contenia una esfera Fig8.1 magnetitzada que simulava la Terra i un flux d’electrons que anaven contra l’esfera. D’aquesta manera va demostrar que els electrons es desviaven cap a les regions polars com passa a la Terra, va obtenir també un resultat inesperat: va veure que les aurores polars eren totalment iguals tant a l’hemisferi nord com al hemisferi sud, cosa que no es podia veure en aquells moments no es podien veure els dos pols terrestres al mateix temps. Al 1962 James Van Allen van dir que les partícules del l’aurora boreal són de poca energia i que generalment són electrons. Per últim es va arribar a la Fig8.1 : Preparació de l’experiment fet per Kristian Birkeland

35


conclusió que la causant de les aurores polars era el vent solar i que en viatjar contra la Terra, entraven per les cúspides polars, de 50 a 100 vegades més, partícules que la resta de la Terra, i que a la fons principal de les aurores polars són els electrons. Gràcies a aquest descobriment el Sol passava a ser el causant d’aquest fenomen, però no explicava ni la causa de la coloració ni el perquè dels sons que produïa. Posteriorment es va confirmar que la col·lisió es feia entre els àtoms d’oxigen, hidrogen, nitrogen que hi havia a la Terra i els electrons procedents del Sol. Pel que fa als sons, encara no se sap del cert, però la teoria que pren més força es la que explica que els sons no es produeixen a l’alçada de les aurores sinó que el produïm nosaltres mateixos. Tot té a veure amb la transducció electrofònica. La transducció electrofònica consisteix en el pas de fotons produïts per l’impacte dels electrons a sons mitjançant transductors que normalment es troben a prop com es el cas d’objectes d’alumini, fulles de pi o fins i tot cabells secs, de manera que aquests objectes capten fotons de longitud d’ona molt baixa des dels pocs hertzs fins els 30Hz, que vibren i s’escolta un so molt característic a fulles trepitjades o un so d’electricitat estàtica. A continuació es mostren diferents aurores boreals amb coloracions diverses:

Fig8.2

Fig8.3

Fig8.4

Les aurores boreals no sempre actuen ni als mateixos llocs ni amb les mateixes intensitats, sinó que van variant en funció de la situació en que es trobi el Sol i la magnetosfera.

Fig8.2 : Aurora boreal amb colors blaus verdosos Fig8.3 : Aurora austral amb colors vermells i verds Fig8.4 : Aurora boreal amb colors verdosos

36


Hi ha dos factors per què es produeixin grans aurores boreals. La primera és quan hi ha una gran quantitat de partícules del vent solar que entren en contacte amb l’atmosfera i interaccionen amb els gasos d’aquesta. La segona manera és mitjançant una reconnexió magnètica. Això consisteix en que la magnetosfera, després d’un cert temps s’ha de tornar Fig8.5 a posicionar correctament, i per fer-ho injecta una gran quantitat de partícules energèticament carregades a Fig8.5 l’interior de la Terra per les cúspides solars. Aquesta és la manera en que les aurores són més intenses. Al annex 4 es pot veure algunes imatges, també hi ha un vídeo fet a Noruega on surten diferents Time-Lapse d’aurores boreals. Per poder dir que són intenses han de complir un requisit bàsic: estar en constant moviment des del principi de la nit fins al primer raig de Sol, i que no es limiti a les regions polars, sinó que baixi/pugi de latituds en funció d’on es trobi. L’organització que s’encarrega de vigilar les aurores boreals torna a ser la NOAA, que mitjançant uns mapes dels hemisferis nord i sud, fa un esquema d’on hi ha actualment aurores polars. A continuació tenim un exemple de la simetria de les aurores:

Fig8.6

La zona que està situada justament al mig de les aurores polars és un lloc on no hi ha aurores polars i correspon al centre magnètic de la terra. Aquí s’uneix la magnetosfera amb la superfície de la Terra. Com es pot veure, al l’hemisferi nord, el centre magnètic correspon aproximadament al centre geogràfic, en canvi al hemisferi sud, estan desplaçats l’un respecte l’altre.

Fig8.5: Esquema de la magnetosfera Fig8.6: Mapa dels dos pols de la Terra publicat per la NOAA sobre la situació de les aurores boreals.

37


La fletxa que apareix al mapa correspon a on es troba situat el Sol, de manera que en un lloc on li dona el Sol (és de dia), per tant, per molt que hi hagin aurores no es veurien perquè hi ha massa llum. Les aurores boreals es poden observar en tots aquells planetes que tenen una capa magnètica que els protegeix. És el cas dels planetes del Sistema Solar Júpiter, Saturn, Urà i Neptú, que contenen un camp magnètic semblant al de la Terra i per tant quan es donen les condicions necessàries. Apareixen aurores boreals a les zones polars. Però des de la Terra aquestes aurores no es veuen massa bé ja que estan molt lluny i els telescopis no donen tants augments, per tant només s’han pogut veure des dels millors telescopis (satèl·lits que orbiten al voltant dels planetes i pel Telescopi Espacial Hubble). La Fig8.7 i Fig8.8 corresponen a les aurores polars de Júpiter i Saturn respectivament fotografiats pel Telescopi Espacial Hubble i altres satèl·lits.

Fig8.7

Fig8.8

A la imatge de Júpiter es pot veure clarament com les aurores boreals als dos pols són totalment iguals.

Fig8.7: Composició de tres imatges, dues del Telescopi Hubble (pols) i l’altre d’un telescopi terrestre (resta del planeta). Aurora de color blanca produïda per hidrogen en unes condicions que es donen només a Júpiter. Fig8.8: Imatge obtinguda de la sonda Cassini en un mode d’imatge especial per poder veure les aurores de Saturn

38


8.2 TRÀNSIT ASTRONÒMIC El trànsit astronòmic consisteix en que un astre passa per davant d’un altre més gran, produint un bloqueig parcial de la llum. Hi ha dos tipus de trànsits astronòmics. El més conegut és l’eclipsi, tant de Sol com de Lluna, i també existeix un altre trànsit astronòmic anomenat trànsit de planetes.

7.2.1 ECLIPSIS Un eclipsi consisteix en un trànsit o bé de la Lluna (eclipsi de Sol) o bé la Terra (eclipsi de Lluna). El cos que s’encarrega de tapar la llum s’anomena cos eclipsant. ECLIPSI DE SOL Un eclipsi de Sol consisteix en que la Luna se situa entre el Sol i la Terra, produint la ocultació momentània de la llum solar a una regió determinada de la Terra. Hi ha diferents maneres de catalogar aquest tipus d’eclipsi segons la cobertura que exerceix la Lluna sobre el Sol. Si la Lluna només tapa una regió del Sol i no ho fa amb la seva totalitat, direm que l’eclipsi és parcial, si la Lluna es troba en el seu apogeu i es produeix un eclipsi, apareix un anell al voltant Fig8.9 de la Lluna, això és degut a que la Lluna té una menor superfície que el Sol des de la nostra perspectiva i no aconsegueix tapar completament el Sol. Aquest tipus d’eclipsi s’anomena eclipsi anular. Però si pel contrari sí arriba a tapar el sol completament s’anomena eclipsi total. Fig8.10

Fig8.11

En el moment de màxima ocultació d’un eclipsi total és segur mirar el Sol a simple vista durant uns segons. Els eclipsis totals són els més espectaculars i deixen veure la corona solar

invisible en condicions normals i alguna vegada s’ha observat com s’han produït alguna flamarada solar (Fig8.11) de manera que s’han pogut observar a simple vista. Per últim Fig8.9 : Imatge de l’eclipsi parcial de Sol del 4 de gener de 2011, feta amb el meu telescopi des de Barcelona. Fig8.10 : Imatge de l’eclipsi anular de Sol del 26 de gener de 2009, feta des de l’oceà Índic. Fig8.11: Imatge de l’eclipsi total de Sol de l’1 d’Agost de 2008. Es poden veure flamarades.

39


tenim els eclipsis de Sol híbrids, que com la paraula indica, són aquells eclipsis en que depenent de la situació geogràfica poden ser totals o anulars. Aquests tipus d’eclipsis no són molt freqüents. Els eclipsis de Sol són els més freqüents, generalment es registren 3-4 eclipsis de Sol a l’any. En canvi els eclipsis de Lluna es produeixen només 2 vegades a l’any. La durada d’un eclipsi de Sol és d’entre 1 i 3 hores, mentre que al seu punt de màxima ocultació només dura 5-7 minuts aproximadament. La situació de l’observador ha de ser molt concreta per ser total. Durant tota la vida, a la Terra s’han donat aquests fenòmens tan complexos però sembla que això no durarà per sempre, ja que a conseqüència de l’acceleració de les marees la Lluna s’allunya uns 3,8 cm cada any, cosa que comportarà que en 600 milions d’anys la distància entre la Lluna i la Terra incrementarà 22.800 Km cosa que significarà que en 600 milions d’anys aproximadament no hi hagin eclipsis de Sol totals: tots seran anulars al no tapar completament el Sol la Lluna.

Fig8.11 A continuació hi ha una taula que mostra els propers eclipsis de Sol visibles des de

Catalunya: DATA

HORA DE MÀXIMA INTENSITAT

TIPUS

3 DE NOVEMBRE 2013

12:47

PARCIAL

20 DE MARÇ 2015

9:46

PARCIAL

10 DE JUNY 2021

10:43

PARCIAL

25 D’OCTUBRE 2022

11:01

PARCIAL

29 DE MARÇ 2025

10:48

PARCIAL

12 D’AGOST 2026

17:47

TOTAL

Taula 4

Fig8.11: Factor de conversió que mostra la distància que hi haurà entre la Terra i la Lluna en 600 milions d’anys. Taula 4 : Es mostra la data els propers eclipsis de Sol visibles a Catalunya.

40


ECLIPSI DE LLUNA Els eclipsis de Lluna consisteixen en l’ocultació de la Lluna a causa de la projecció de l’ombra que fa la Terra. Aquest fet sol produir-se dues vegades cada any però la seva extensió en comparació a la d’un eclipsi de Sol és molt més gran. Això significa que es pot veure des de molts llocs de la Terra. Fig8.12 D’eclipsis de Lluna també es distingeixen tres tipus diferents. Tots tres es poden veure en un mateix eclipsi. Eclipsi parcial és quan la Terra no tapa completament la Lluna degut a que la alineació dels tres objectes no és completament recta. En un eclipsi parcial, la Lluna es mostra per una part completament normal i per l’altra una mica més fosca. Un altre tipus és l’eclipsi de penombra. Aquest es produeix quan la Lluna no arriba a tapar-se per complet per l’ombra de la Terra, sinó que és l’atmosfera de la Terra qui distorsiona els raigs de Sol que van a la Lluna de manera que canvia de color. En Fig8.13 funció de l’estat de l’atmosfera la Lluna es mostrarà d’un color més o menys vermellós. Per últim, trobem l’eclipsi total de Lluna que es produeix quan la Lluna està tapada completament per la Terra. En la Fig.8.13 es pot veure com la part de totalitat es troba molt fosca, la part de penombra es troba vermellosa a causa de l’activitat volcànica que se’n registrava setmanes abans de l’eclipsi a la Terra, i la part de parcialitat en que la Lluna està tapada per un extrem però completament normal per l’altre. A Catalunya hi haurà un eclipsi més de Lluna aquest any, a continuació es veuen els propers eclipsis als propers 9 anys: DATA 10 de desembre de 2011 28 de novembre de 2012 25 de abril de 2013 19 de octubre de 2013 28 de setembre de 2015 16 de setembre de 2016

HORA DE MÀXIMA INTENSITAT (APROXIMADA) 18:29 17:50 21:54 00:51 19:00 20:53

Fig8.12 : Esquema d’un eclipsi de Lluna. Fig8.13 : Eclipsi de Lluna vist des de Granada el 15 de juny de 2011.

41

TIPUS Parcial Parcial Penombra Parcial Parcial Parcial


11 de febrer de 2017 7 dâ&#x20AC;&#x2122;agost de 2017 27 de juliol de 2018 21 de juny de 2019 16 de gener de 2020 5 de juny de 2020 5 de juliol de 2020

01:45 21:18 21:30 08:50 21:01 15:45 05:07

Parcial Penombra Penombra Penombra Penombra Parcial Parcial

Taula 5

Taula 5 : Aquesta taula mostra les dates dels propers eclipsis de Lluna visibles a Catalunya. 42


TRÀNSIT PLANETÀRI Un trànsit planetari, com indica el seu nom, consisteix en un planeta que passa per davant d’un astre més gran (el Sol en el nostre cas). Des de la Terra només podem veure dos trànsits, el de Mercuri i el de Venus. Els trànsits són uns fenòmens molt difícils de veure perquè es necessita un telescopi amb un filtre i perquè succeeixen molt poques vegades. TRÀNSIT DE MERCURI El trànsit de Mercuri és el més comú dels trànsits, la seva periodicitat és de 13 vegades per cada 100 anys. Aquest trànsit consisteix en que Mercuri s’interposa entre el Sol i la Terra.

Fig8.14

Els trànsits d’aquest planeta no són regulars sinó que es succeeixen cada 3, 7, 10 o 13 anys. El trànsit de Mercuri segueix aquest cicle i és que hi ha un trànsit, tres anys més tard hi ha un altre, 7 anys més tard del segon hi ha un altre, 10 anys més tard hi ha un altre i 13 anys més tard torna a haver-hi un altre i torna a començar. A més només succeeixen trànsits de Mercuri als mesos de maig i novembre, això és perquè aquests mesos la Terra es troba en l’única posició on es pot creuar amb Mercuri per la seva òrbita el·líptica. Això ho podem veure més clarament en la següent taula que conté els propers trànsits d’aquest planeta: 9 de maig de 2016 13 de novembre de 2032 7 de maig de 2049 10 de maig de 2062 14 de novembre de 2078 8 de maig de 2095

11 de novembre de 2019 7 de novembre de 2039 9 de novembre de 2052 11 de novembre de 2065 7 de novembre de 2085 10 de novembre de 2098 Taula 6

Fig8.14: Trànsit de Mercuri. Imatge obtinguda el 8 de novembre de 2006 des dels Estats Units. Taula 6: Es mostren les dates dels propers trànsits de Mercuri.

43


TRÀNSIT DE VENUS El trànsit de Venus és el menys comú de tots els trànsits planetaris. Només es produeix quatre vegades cada 243 anys o dues vegades al segle. Quan es produeix el trànsit d’aquest planeta és veu una taca negra una mica més gran que al trànsit de Mercuri, perquè està més a prop a la Terra i també perquè és més gran que Mercuri.

Fig8.15

A continuació es poden veure les dates dels trànsits de Venus des del segle XXI fins el segle XXV Segle XXI Segle XXII Segle XXIII Segle XXIV Segle XXV 8 de juny de 11 de desembre 11 de juny de 13 de desembre 12 de juny de 2004 de 2117 2247 de 2360 2490 6 de juny de 8 de desembre 9 de juny de 10 de desembre 10 de juny de 2012 de 2125 2255 de 2368 2498 Taula 7

Fig8.15 : Trànsit de venus captat pel satèl·lit SOHO. Taula 7 : Taula on es mostren les dates dels propers trànsits de Venus

44


8.3 VISUALITZACIÓ DELS COSSOS Aquesta és una de les característiques més importants. Gràcies al Sol podem veure tots els objectes. El Sol il·lumina els objectes que ens envolten a la mateixa Terra, les persones, el paisatge... però el Sol també il·lumina els objectes que envolten la Terra i ens permet veure’ls com el nostre satèl·lit, els planetes del Sistema Solar, asteroides.... Gràcies al reflex de la llum del Sol es pot veure tot el que veiem des de la Terra. Per descomptat no hi ha cap altre estrella capaç de fer aquesta tasca tant important. Per tant la nostra estrella és l’única que és capaç d’enlluernar-nos per ser a una distància suficientment petita.

Fig8.16 H

Fig8.17

v

Fig8.18

Fig8.19

Així, aquestes imatges són possibles gràcies al Sol, ja que si no hi fos, aquests cossos que no emeten llum pròpia no serien visibles. És el cas de la Lluna, Júpiter, Saturn i altres planetes i satèl·lits, i també és el cas dels satèl·lits artificials que l’home ha llançat a l’espai. L’estació espacial internacional (ISS) és possible veure-la a simple vista des de la Terra. Quan passa l’ISS es veu un punt lluminós que creua a gran velocitat el cel, tot i que dura uns segons, aquest és el segon objecte més lluminós després de la Lluna en el cel de nit.

Fig8.16: Raigs de llum del Sol que ens permeten veure la superfície de la Lluna. Fig8.17: Els raig de llum provinent del Sol enlluernen Júpiter i els seus satèl·lits. Fig8.18: Raigs de llum procedents del Sol il·luminen el planeta Saturn, els seus satèl·lits i els anells. Fig8.19: Raigs de llum provinents del Sol permeten observar des de la Terra l’estació espacial internacional (ISS).

45


9. SUPOSICIONS D’EFECTES DEL SOL Durant tota l’existència de l’home a la Terra, aquests han estat buscant el perquè de les coses (pluja, vent, eclipsi, terratrèmols, aurores...). Recentment, alguna d’aquestes preguntes ha trobat la seva resposta al Sol. Durant aquest apartat intentarem veure si realment això és cert. VARIACIÓ DE LA PRECIPITACIÓ Al 2008 va sortir una publicació per part de la FAEC (Fundació Argentina d’Ecologia Científica) on es demostren que hi ha un augment de les precipitacions en els màxims solars. Concretament la FAEC afirma que si ens trobem en un màxim solar, l’augment de la radiació solar fa que hi hagi més vapor d’aigua a l’atmosfera, cosa que provoca la formació de més núvols i, per tant, que plogui més. Així, en una màxim solar les precipitacions augmenten. Aquesta proposta és difícil de demostrar ja que els registres de pluja són molt variables i la precipitació depèn de molts altres factors. Per resoldre aquesta situació van pensar a utilitzar en comptes dels registres de precipitació el cabal d’un riu. D’aquesta manera podrien veure la variació del cabal d’un riu en època de màxim solar. Concretament van agafar el riu Paranà, per ser el cinquè riu amb més cabal, ser regular i trobar-se a Amèrica del Sud (seu d’aquesta fundació). La interpretació dels diferents registres va permetre validar aquesta hipòtesi com s’observa en els següents gràfics, on es representa amb una línia de color verd el cabal del riu i amb una línia de color blau el nombre de taques solars.

Fig9.1

En aquest gràfic, es pot veure com hi ha una semblança entre les dues línies, cosa que confirma la hipòtesi i la comunitat científica ha donat per bona la teoria.

Fig9.1 : Mostra la relació entre el nombre de taques solars i el cabal del riu Paranà (Amèrica del Sud)

46


Més recentment es va publicar un gràfic (Fig9.1) dels registres de precipitació dels últims 60 anys a la ciutat de Washington on es pot veure com les precipitacions augmenten en època de màxim solar i disminueixen en època de mínim solar.

Fig9.2

Fig9.2 : Relació entre la radiació i la precipitació a la ciutat de Washington als Estats Units.

47


ELS TERRATRÈMOLS Els terratrèmols sempre han afectat la Terra produint grans desastres i mai s’ha sabut del cert perquè succeeixen avui en dia. Ha sorgit la hipòtesi que la causa dels terratrèmols és l’augment de l’activitat solar. Han fet diferents estudis en què es demostra que alguns dels terratrèmols tenen el seu origen en l’activitat del Sol. Seguint aquesta hipòtesi, obtenim els següent resultats: DATA

ACTIVITAT SOLAR (TIPUS)

11 de NOVEMBRE de 2003

TEMPESTA GEOMAGNÈTICA (G-5) TEMPESTA DE RADIACIÓ (S-1) Tempesta geomagnètica més forta de la història (Tempesta de Halloween) TEMPESTA GEOMAGNÈTICA (G-1) TEMPESTA GEOMAGNÈTICA (G-2) TEMPESTA DE RADIACIÓ SOLAR (S-3) BLOQUIG DE RÀDIO (R-3) TEMPESTA GEOMAGNÈTICA (G-1) Després de molts dies sense activitat CAP CAP

26 de DESEMBRE de 2004 17 de GENER de 2005

28 de MARÇ de 2005

12 de GENER de 2010 27 de FEBRER de 2010

MAGNITUD (ESCALA RICHTER) 5,9

9,1 CAP TERRATRÈMOL SIGNIFICATIU

8,6

7,0 9,1

Taula 8

Mirant aquestes dades podem observar que pot haver una relació entre una tempesta solar i un terratrèmol. A continuació hi ha l’explicació d’una d’aquestes teories. Una de les hipòtesis diu que els terratrèmols són originats pel Sol, explica que l’emissió d’ones electromagnètiques procedents del flux solar produeixen a la ionosfera una mena de tempestes que incideixen sobre la superfície de la Terra i creen els terratrèmols. Aquesta teoria publicada el 19 d’abril de 2010 ha estat acceptada pels científics tot i que no ha tingut molt ressò a la comunitat científica. Per poder comprendre millor aquesta teoria a continuació hi ha un esquema del que succeeix a la ionosfera (Fig8.16) Taula 8 : Taula que relaciona l’activitat solar que hi havia hores abans del terratrèmol.

48


Fig9.3

Primer la precipitació dels electrons a la ionosfera crea una pertorbació que després d’un seguit de moviments per aquesta capa de l’atmosfera produeix una mena de “tempesta elèctrica invisible” que altera la superfície de la Terra. Com que la superfície es divideix en diferents plataformes que es sostenen sobre el magma, aquest quan li arriba la “tempesta invisible” es mou produint el moviment de les plaques tectòniques més inestables i per tant produint un terratrèmol. No obstant, això no vol dir que cada tempesta geomagnètica o de radiació solar hagi d’haver-hi un terratrèmol i tampoc vol dir que tots els terratrèmols siguin per causa d’una tempesta solar.

Fig9.3 : Esquema es mostra el que succeeix perquè es formi un terratrèmol segons aquesta teoria.

49


L’ESCALFAMENT GLOBAL L’escalfament global és degut a la gran quantitat d’emissions de CO2 que alliberem a l’atmosfera constantment. Però no tota la culpa la tenen les persones, s’ha de tenir en compte també el Sol. El passat mes de març vam entrar en un màxim solar. Això es reflecteix a la Terra amb un augment del nombre de tempestes solars i també per l’augment de les temperatures. El Sol en aquesta època està més actiu i, per tant, allibera més radiació que va a parar a la Terra. Aquestes radiacions juntament amb l’efecte hivernacle fan que hi hagi més temperatura a la superfície de la Terra. Resumint, a causa de l’actuació de les persones que generem gasos d’efecte hivernacle, juntament amb un augment de la radiació, la temperatura és més alta, ja que hi ha més calor procedent del Sol. Aquesta calor, a més a més, no es pot escapar de la Terra perquè els gasos d’efecte hivernacle ho impedeixen, i per tant cada cop que hi hagi un màxim solar, les temperatures i per tant l’escalfament global, aniran en augment. No obstant, cal a dir que des de que hi ha dades, s’observa que quan trobem en un màxim solar, les temperatures pugen una mica, i quan estem en un mínim, baixen, tal i com reflecteix el següent gràfic:

Fig9.4

Fig9.4 : Gràfica que mostra el comportament de les temperatures des de 1860.

50


10. FENÒMENS EXTREMS Durant el transcurs del temps, el Sol ha provocat tempestes solars, erupcions solars, ejeccions de massa coronària... i la Terra ha rebut algun d’aquests fenòmens fent que es produïssin tempestes solars fortes. Fins el 1859 les persones no sabien de que tractava una erupció solar o una ejecció de massa coronària, però a partir d’aquesta data els investigadors de l’època van estar investigant-ho. Gràcies a questes persones i a les generacions següents, l’home ha pogut saber en que consisteixen gran part dels fenòmens que es donen al Sol. A continuació es mostra ordenat cronològicament els posteriors fenòmens provocats pel Sol amb una petita explicació dels fets: • 1859, finals d’agost: Una CME mai vista abans es va poder observar a simple vista des de la Terra. L’augment de la brillantor del Sol la van veure milers de persones però va ser el científic Richard C. Carrington qui va seguir i estudiar les taques solars que la van provocar. Aquesta gran tempesta solar la van anomenar efecte Carrington. El dia de la tempesta, van haver-hi dues grans ejeccions de massa coronal, la primera va tardar 40 hores en arribar i posteriorment va haver-hi un altre molt més potent que només va trigar en arribar 17 hores, agafant una velocitat mai abans vista. Després d’aquesta gran CME es va veure que a la Terra s’havia enregistrat els tres tipus de tempestes solars possibles amb els màxims valors. Les conseqüències no van ser greus ja que el que realment es veu afectat en tempestes solars són els satèl·lits i el transport energètic. En aquell moment la Terra encara no havia desenvolupat l’electricitat i no s’havia sortit a l’espai, i l’únic que es va veure afectat van ser les comunicacions telegràfiques. Es van poder veure aurores boreals al Carib. • 1921, 14-15 de maig: Una gran tempesta geomagnètica molt important es produeix. Posteriors estudis dedueixen que si una tempesta d’aquest magnitud afectés la Terra avui dia 130 milions de persones es quedarien sense subministrament elèctric. • 1984: Una erupció solar va tallar les comunicacions en el tipus d’ones HF afectant les comunicacions amb l’avió presidencial de les forces aèries dels Estats Units entre d’altres. El Quebec per exemple van patir talls de subministrament elèctric. • 1989, entre març i octubre: S’enregistra una intensa activitat solar. Se’n registren diverses tempestes geomagnètiques. Una d’elles distorsiona els aparells elèctrics produint la pèrdua del corrent elèctric a 6 milions de persones durant 9 hores al Quebec. Una planta nuclear a l’estat de Nova Jersei, Estats Units, va estar sotmesa a una intensitat de 80 A en comptes dels 2-3 A que normalment treballava. Van haver-hi problemes de seguiment amb alguns dels satèl·lits enviats per la NASA a l’espai. Van haver-hi problemes amb les comunicacions en les ones d’HF. Les aurores boreals es van poder veure quasi en latituds equatorials. Durant el mes d’agost es van registrar dues tempestes de radiació solar molt importants els dies 12 i 19 d’agost.

51


• 1991, 23 de març: Es produeix una tempesta de radiació solar (S-3). Dies més tard es registren 5 erupcions solars que produeixen diferents tempestes geomagnètiques que afecten la sonda espacial GOES causant-li una saturació als seus sensors. • 1994, 20 de gener: El vent solar arriba a una gran velocitat, fent mal bé el satèl·lit Anik E1 durant 7 hores inutilitzant diferents emissores de ràdio i interrompent-ne el sistema telefònic de 40 estats del Estats Units. Després de la recuperació del satèl·lit, el seu germà Anik E2 va quedar fora de servei durant 6 mesos, deixant sense televisió a 100.000 usuaris. La recuperació d’aquest satèl·lit va comportar la pèrdua de 120 milions de dòlars. • 1997, 11 de gener: Després d’una tempesta geomagnètica moderada, el satèl·lit de comunicacions Telstar 401 perd la comunicació i la posició. El satèl·lit valorat en 130 milions de dòlars no es va poder recuperar. • 2000, 14-15 de juliol: Una CME va provocar una tempesta solar (S-3) i geomagnètica forta (G-3). Aquesta tempesta solar es va anomenar tempesta del dia de la Bastilla donades les seves dates. • 2003, octubre - novembre (Tempesta de Halloween): El pic de màxima intensitat va transcórrer entre el 25 d’octubre i 5 de novembre, donant un punt màxim el per les dates de Halloween . La primera de les tempestes solars es va produir el dia 28 d’octubre, en que es va registrar una tempesta severa d’apagades de radio (R-4). El següent dia es va registrar una tempesta de radiació solar severa (S-4) a causa d’una CME que també va provocar una tempesta geomagnètica extrema (G-5) amb un índex de Kp=9. Aquesta CME va tardar en arribar a la Terra 19 hores i va provocar que els nivells de Kp es trobessin entre el 3 i el 5 durant 24 hores. A conseqüència d’això, el satèl·lit japonès Kodama va sofrir diversos danys arribat i va haver d’apagar-se durant unes hores. Un altre satèl·lit, en aquest cas de Corea, va haver de modificar la seva ruta com a conseqüència del sobreescalfament de la termosfera. També es va perdre la comunicació amb el satèl·lit ADEOS-2 valorat en 640 milions de dòlars i no es va poder recuperar. Gràcies als avisos emesos per la NOAA (SWPC) es van evitar pèrdues en l’àmbit dels sistemes elèctrics dels Estats Units i Canadà ja que es van apagar abans de les tempestes perquè no es fessin mal bé. També es van refugiar els astronautes de la estació espacial en una cambra de màxima seguretat. El 30 d’octubre una nova tempesta solar de màxima magnitud (G-5) causada per una CME va deixar sense subministrament elèctric a 50.000 persones a Suècia. Cinc dies més tard es registra una nova CME, molt més gran que les anteriors i mai s’havia vist una igual amb el satèl·lit SOHO qui és qui s’encarregava d’observar el Sol. Les ones de ràdio en alta freqüència es van veure afectades, els satèl·lits van experimentar errors de posició i els GPS van quedar inutilitzats en latituds altes. L’augment de la radiació solar a prop dels pols va fer desviar el trànsit aeri per un perill danys als passatgers i tripulació per la radiació. La radionavegació també es va veure afectada. A l’Annex 7 hi ha les millors imatges d’aquesta tempesta solar i el quadre d’avisos que va publicar la SWPC.

52


• 2005, 17 de gener: Es produeix una flamarada solar, aquesta genera a la Terra una tempesta de bloqueig de ràdio (R-3), de radiació solar (S-3) i geomagnètica (G-2). Això va provocar que les línies aèries canviessin les seves rutes per no passar a prop dels pols durant quatre dies a causa dels problemes de comunicació de la zona.

Fig8.18

• 2006, 15 de desembre: Una erupció solar provoca interferències a tota la zona de la Terra orientada al Sol degut a les emissions de raig X i UV que van arribar-hi.

Fig8.19

• 2010, 6 de desembre: Una flamarada solar es veu al sol amb el nou satèl·lit que segueix el Sol (SDO). Aquesta flamarada solar que no va comportar cap problema a la Terra va ser la més espectacular ja que mai abans s’havia pogut veure amb tant resolució. Al DVD0 adjuntat al treball es pot veure la seqüència d’imatges d’aquesta flamarada.

Fig8.20 Fig8.18 : Seqüència d’imatges de l’erupció solar que va enregistrar el satèl·lit SOHO el 17 de gener de 2005 Fig8.19 : Seqüència d’imatges de l’erupció solar que ve enregistrar el satèl·lit SOHO que va afectar el satèl·lit distorsionant la imatge el dia 15 de gener de 2006 DVD0 : Títol flamarada solar Fig8.20 : Seqüència d’imatges del satèl·lit SDO que mostra la primera flamarada solar que va registrar el satèl·lit SOHO el dia 6 de desembre de 2010

53


10.CONCLUSIÓ Desprès de tot aquest treball, he pogut veure i comprendre el Sol, obtenint molta més informació de la que pensava obtenir i a més he pogut veure la nostra estrella de manera que no creia poder-la veure, ja que he fet diverses sortides a diferents llocs per tal d’observar molt millor el Sol. Concretament, he fet una observació del Sol amb un filtre especial (Hα) a l’Agrupació Astronòmica de Sabadell (AAS) i l’observació amb aquest mateix filtre al Parc Astronòmic del Montsec, juntament amb un celòstat. A més he pogut assistir a una xerrada sobre el Sol al Parc Astronòmic del Montsec (PAM). L’observació de la rotació del Sol ha estat complicada ja que quan el temps acompanyava, les taques solars eren inapreciables i en canvi, quan les taques solars eren grans i visibles, els núvols no em deixaven fer un bon seguiment. És per aquest motiu que falten imatges al meu seguiment l’inici i al final del recorregut. Pel que fa als eclipsis, he pogut veure 2 dels tres eclipsis que es presentaven i com ja esperava al inici del treball, he pogut veure diferents fenòmens que no es produeixen en època de mínim solar com una gran flamarada al desembre de 2010 explicada al treball i algunes tempestes solars importants com les que van succeir al març i maig de 2011 i a l’agost del mateix any produïda per la taca que vaig estar seguint durant mitja rotació.

54


11. BIBLIOGRAFIA  LLIBRES: 

VV.AA. Atronómica. Elanora Heights: h.f.ullmann, 2007



Richard Kemp. Los grandes atlas visuales. Londres: Dorling Kindersley, 1991



Anton Vamplew. Secretos para observar los astros. Barcelona: Blume, 2008



VV.AA. Observar el cielo a simple vista o con prismáticos. Barcelona: Larousse, 2004



VV.AA. El cielo al alcance de la mano. Madrid: LIBASA, 2008



VV.AA Atlas de las estrellas. Barcelona: Larousse, 2010

 Articles de suport informàtic: 

Indian Journal of Radio & Space Physics: https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=explorer&chrome=true&srcid=0BwdLVH ZJyB8MDIwOWY3MjQtMGNmYy00M2UzLTliNGMtOGI2YWMyYWM0MGMy&hl=es& pli=1

 Pàgines web: 

http://www.xtec.cat/~rmolins1/solar/es/sol.htm



http://www.todoelsistemasolar.com.ar/sol.htm



http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html#backToTop



http://ciencia.nasa.gov/science-at-nasa/



http://www.solarviews.com/span/data2.htm



http://www.tayabeixo.org/articulos/galileo.htm



http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/



http://www.swpc.noaa.gov/Aurora/globeNE.html



http://www.ac-nice.fr/clea/A09.html



http://sohowww.nascom.nasa.gov/about/docs/SOHO_Fact_Sheet.pdf

55




http://www.esa.int/esaCP/index.html



http://www.nasa.gov/



http://www.esa.int/SPECIALS/Integral/



http://solarprobe.gsfc.nasa.gov/



http://www.suite101.net/content/una-nueva-sonda-espacial-visitara-al-sol-a25268



http://www.sciencedaily.com/releases/2006/05/060526084944.htm



http://centros5.pntic.mec.es/ies.victoria.kent/Rincon-C/Curiosid/Rc40/Las_auroras.html

 VIDEOS: 

“-The universe- A guide tour: The Sun” Canal història



“Nuestro astro rey: El Sol” Documania



“Viaje a los límites del universo” Nacional Geogràphic



“Solarimax” Heliograph i Museum of science and industry (Chicago)



“El Sol” Discovery Chanel



“El universo: Los secretos del Sol” Canal història

 IMATGES DEL SOL: 

Programa JHelioviewer de la ESA i NASA



http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/archivepix.html



http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html



http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/



http://www.solarmonitor.org/

56


12. ANNEX ANNEX 1: COMBINACIÓ D’IMATGES DEL SATÈLIT SOHO

Aquesta fotografia consisteix en la combinació de dues imatges enviades pel satèl·lit SOHO en el mode LASCO C2 i el mode LASCO C3. El primer mode correspon a la part vermella de la imatge i ens permet veure menys porció de corona solar, en canvi la part blava correspon al LASCO C3 que té l’angular més gran i per tant ens deixa veure més porció de corona. En aquesta fotografia en concret podem veure tres coses interessants, la primera és una erupció de massa coronal, la segona és el pas d’un cometa a prop del Sol i per últim podem veure el planeta venus. La zona negra que es troba al centre de la fotografia és el Sol i es troba de color negre ja que per poder fer aquesta fotografia el satèl·lit SOHO crea un eclipsi de Sol que permet veure la corona solar constantment. Al DVD1 adjunt al treball es pot veure la successió d’imatges d’aquest dia (08/01/2002). DVD1: Títol ANNEX 1

57


ANNEX 2: PART PRÀCTICA; ROTACIÓ DEL SOL Estructura de les fitxes d’observació: Encapçalament: Número de dies d’observació i data de l’observació Imatge part superior (esquerra): Fotografia feta amb càmera digital a través del telescopi. Imatge part superior (dreta): Fotografia feta amb càmera especial telescopis. Ampliada a la taca solar seguida. Imatge del mig (esquerra): Imatge obtinguda pel satèl·lit SDO en el seu mode Intensitygram. Imatge del mig (dreta): Imatge obtinguda pel satèl·lit SDO en el seu mode Intensitygram ampliada a la taca solar seguida. Imatge part inferior (esquerra): imatge obtinguda pel satèl·lit SDO en el seu mode AIA 304 Imatge part inferior (dreta): imatge obtinguda pel satèl·lit SOHO en el seu mode LASCO C2 (angular petit).

58


59


Després d’aquests 12 dies he pogut veure la rotació del Sol a la zona visible des de la Terra. A partir d’aquí s’hauria d’utilitzar el satèl·lit STEREO per poder veure l’altre zona del Sol invisible des de la Terra i per tant invisible pels satèl·lits que he utilitzat. Ara només multiplicant el número de dies que ha tardat la taca solar en donar la volta a questa porció del Sol ens hauria de donar el resultat dels dies que tarda aquesta taca solar en donar una volta sencera. Per tant en 24 dies el Sol en aquestes latituds dona una volta. Pel contrari en latituds més baixes hauria trigat menys temps i en latituds més altes hauria trigat una mica més. Durant aquest temps aquesta taca solar ha provocat un bloqueig de radio de nivell 3 i una tempesta de radiació solar d’intensitat 1. També ha hagut un increment d’electrons. Al DVD2 adjunt es pot veure la rotació sencera des del primer fins a l’últim dia amb imatges obtingudes pel satèl·lit SDO en el seu mode HMI Intensitygram. DVD2: Títol ANNEX 2

60


ANNEX 3: LA MAGNETOSFERA La capa invisible que ens protegeix del vent solar s’anomena magnetosfera i no es pot veure a simple vista, per aquest motiu s’han desplegat eines que permeten fer una recreació de com es troba en cada moment la magnetosfera. Aquesta eina ha estat desenvolupada per “Space Wather Simulation” (SWS), que s’encarrega de fer cada 15 minuts una recreació de la magnetosfera. A la dreta hi ha la imatge d’una simulació feta el 15 de desembre de 2006. Aquesta és la simulació de la magnetosfera feta el dia 15 de desembre de 2006 en que una tempesta geomagnètica i de radiació va afectar a la Terra. A més d’aquesta simulació de la magnetosfera, aquesta agència ens aporta informació de la situació del camp magnètic (nº1), la convecció de la ionosfera (nº2) (un altre capa que ens protegeix de diferents raig que ens emet el Sol o altres estrelles) i per últim ens aporta una sèrie de dades sobre el vent solar (nº3) (velocitat, densitat entre d’altres). Totes aquestes informacions es poden veure a continuació: Nº1

Nº2

Nº3

Al DVD3 adjunt es pot veure la simulació de tot el dia 3 d’agost de 2010. Aquell dia, una tempesta geomagnètica va afectar a la Terra. En el vídeo es poden veure fins a dos impactes forts del vent solar amb la magnetosfera, el primer a les 17h, i el segon a les 20h. Sabem que hi ha un xoc quan la simulació de la magnetosfera agafa colors blancs i a més es desplaça cap a la dreta. DVD3 : Títol ANNEX 3

61


ANNEX 4: LATITUDS GEOMAGNÈTIQUES El següent mapa de l’hemisferi nord ens permet veure que zones estarien afectades amb diferents índex de Kp. Si per exemple ens trobéssim al nord de Gran Bretanya i hi hagués una tempesta geomagnètica de Kp=7, mitjançant aquest mapa veuríem si ens afecta, en aquest cas sí, de manera que aniríem al annexa 4 per veure quins problemes podríem patir.

La següent taula correspon a un seguit de ciutats del món amb la corresponent latitud magnètica. Aquesta latitud magnètica és la unitat que s’utilitza per localitzar les aurores polars i per tant no dóna les latituds geogràfiques.

62


ANNEX 5: TAULES D’EFECTES DE LES TEMPESTES SOLARS A continuació hi ha les taules on es veuen els efectes de cadascun dels tipus de tempesta solar que poden haver-hi.

63


64


65


ANNEX 6: AURORES POLARS Les aurores polars es veuen de diferents colors a causa del xoc de les partícules del vent solar amb diferents elements dels quals està composada la nostra atmosfera, en concret, cada color es correspon amb un element diferent. L’oxigen reacciona amb els electrons del vent solar i proporciona els dos colors primaris de les aurores el verd i el groc. El nitrogen, al reaccionar amb els electrons proporciona un color entre blau i lila i per últim l’heli és el que produeix el color vermell de les aurores. A continuació hi ha unes imatges de les aurores boreals i australs:

Colors verds i una mica liles ens mostren les reaccions entre l’oxigen i el nitrogen amb els electrons que el Sol ens fa arribar mitjançant el vent solar.

Aurora austral vista des de l’espai amb colors verds i grocs que postren la interacció del vent solar amb l’oxigen

Aurora boreal als Estats Units que mostra la interacció del vent solar amb l’heli (vermell), el nitrogen (blau) l’oxigen (verd i groc) Al DVD4 adjunt es poden veure unes imatges accelerades de les aurores boreals a Noruega.

DVD4 : Títol  ANNEX 6 66


ANNEX 7: TEMPESTA DE HALLOWEEN A continuació hi ha les alertes publicades per la SWPC:

Com es pot veure els dies 28, 29 d’octubre i el 4 de novembre de 2003 es va arribar a un R4. També es va arribar a un S4 el dia 29 d’octubre, i a un G5 el dia 29 i 30 d’octubre. A més van haver-hi 4 flamarades solars (Sudden Impulse) els dies 24, 28 i 29 d’octubre i el 4 de novembre. Després de tot aquesta situació l’activitat solar es va començar a tranquil·litzar, ja que el màxim solar estava a punt d’acabar.

67


A continuació hi ha un recull d’imatges del Sol obtingudes pel SOHO durant la tempesta solar.

EIT 304

MDI Continuum

EIT 192

LASCO C2

LASCO C3

Al DVD5 adjunt al treball es pot veure la seqüència sencera d’imatges de la tempesta de halloween.

DVD5 : Títol ANNEX 7

68


El Sol