Upload
others
View
10
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
Treball de recerca
Pàgina 1
L’activitat Solar
Ricard Grèbol Jiménez
Tutor: Miquel Nadal
2n Batx A
Escola Pia Sant Antoni
14 de Gener de 2013, Barcelona
Treball de recerca
Pàgina 2
Al meu pare i la meva mare, dues persones especials,
Treball de recerca
Pàgina 3
Agraïments
Primer de tot, m’agradaria agrair a totes les persones que m’han ajudat al llarg de la meva
vida; la família, els amics i l’escola on he crescut i els seus treballadors, especialment a tots els
professors amb qui he tingut classe, ja que aquest treball de recerca representa d’alguna
manera el seu treball i passió durant aquests anys.
També vull personalment agrair la relació que han tingut amb aquest treball diverses persones
i institucions.
A en Miquel Nadal, tutor d’aquest treball de recerca i que m’ha deixat llibertat i consell per
desenvolupar les idees que tenia i en molts casos millorant-les.
A totes les institucions i persones, tant d’aquí com del estranger, que han respost els meus
emails carregats de dubtes i qüestions.
A Jesús Blanco González, astrònom solar amateur amb moltes ganes i paciència, per la seva
gran ajuda durant aquests mesos i el seu interès.
A l’associació ASTER, que a totes les observacions m’han tractat com un més i m’han ajudat en
tot el que han pogut i més.
Treball de recerca
Pàgina 4
Índex Treball de Recerca
Pàg.
Introducció 5
Història observació solar 6
Observació solar actual 10
El Sol i el seu magnetisme 12
Fenòmens solars 15
Activitat solar 20
Efectes activitat solar a la tecnologia 28
Instrumentació observacions solars 32
Mètodes d’observació solar 34
Filtres solars 36
Elaboració d’un filtre solar 38
Coordenades i efemèrides 39
Condicions d’observació 43
Comparació de dibuixos solars 45
Estudi de les taques i classificació 46
Explicació plantilla particular 48
Observacions solars pròpies i resultats 49
Entrevista Jesús Blanco 54
Entrevista Jose Muñoz 56
Conclusions 57
Bibliografia 59
Treball de recerca
Pàgina 5
Introducció
Si ens preguntem que han tingut totes les civilitzacions de la història en comú hi haurà diverses
possibles respostes però una d’elles segurament seria que totes sabien la importància del Sol
per a la vida. Des dels egipcis, passant per grecs, romans, maies, asteques, entre altres, fins a
nosaltres, quan aixequem la vista i ens toca un raig del Sol a la cara sabem que sense ell la
nostra vida seria molt diferent.
Aquest treball tracta d’explicar una mica el perquè d’aquesta importància del nostre astre, és a
dir, ens intenta explicar l’activitat solar amb les seves causes i conseqüències. Encara que no
ho sembli, l’energia que emet el senyor del Sistema solar varia i aquestes variacions provoquen
una sèrie de conseqüències al nostre mode de vida que s’ha de tenir en compte i estudiar pel
futur.
A la primera part del treball s’ha volgut explicar tan com funciona el Sol i els seus fenòmens
com l’activitat solar en sí, relacionant-la amb els efectes que provoca aquesta activitat en el
planeta blau. A més a més, s’ha intentat explicar des d’un punt de vista històric les variacions
solars, el perquè d’aquestes i les seves conseqüències també. Finalment s’ha tractat un tema
de molta controvèrsia com són les causes de l’escalfament global que patim, a partir de gràfics
d’estudis científics. La hipòtesi era que encara que últimament s’afirma que no, l’activitat solar
ens afecta més del que ens pensem.
A la segona part del treball s’ha fet un treball sobre les observacions solars, sobretot amateurs.
En ella, s’ha explicat tot el necessari per fer una observació solar complerta amb instruments
senzills i, a més, de diferents formes. Com a part pràctica del treball, s’han fet observacions
durant 6 mesos, entre el 17/06/12 i el 18/12/12, i s’han intentat treure el màxim de
conclusions possibles a partir d’aquestes observacions, confirmant altres conclusions extretes
per altres observadors anteriorment. Cal tenir en compte que les conclusions que es poden
treure a partir de 6 mesos d’observacions són relativament poques. El Sol és un cos que ja ha
tingut una vida de 5.000 milions d’anys i actualment fa menys de tres-cents anys que està sent
observat rigorosament, per tant encara és poc conegut astronòmicament
Personalment, crec que encara que sabem que el Sol és el suport de la vida al nostre planeta
encara amaga molts secrets per descobrir i que és necessari observar-lo i estudiar-lo amb
profunditat per tal de determinar el futur, tant del sistema solar com el de la raça humana. Es
creu que actualment la meteorologia solar està com l’atmosfèrica fa uns 50 anys i crec que
amb la gran activitat que hem tingut durant l’últim segle hauríem d’estudiar en profunditat la
nostra font d’energia més important. Per això jo vaig decidir fer aquest treball, per fer saber
encara que sigui a poques persones que tenim un tresor a 150.000.000km el qual encara té
moltes sorpreses per mostrar-nos, bones i dolentes. També he de reconèixer que una de les
motivacions per escollir fer aquest treball ha estat el meu interès pel cel, per l’astronomia en
general, encara que des d’una ciutat com Barcelona aquesta afició sigui difícil de complaure.
Tot plegat, comencem amb una mica d’història sobre l’observació solar.
Treball de recerca
Pàgina 6
Déu sol asteca, Huitzilopochtli, amb verola
a la cara. La imatge dreta apareix en forma
de Déu i la de l’esquerra en forma humana.
Història de l’observació solar
Observacions a ull nu.
L’observació solar a diferencia d’altres observacions astronòmiques no necessita grans aparells
i, fins i tot, es poden veure taques, les més grans, a simple vista. Les primeres observacions van
ser fetes pels xinesos sobre el 800 a.C i van ser documentades en el Llibre dels Canvis, el llibre
més antic de Xina, en el qual es va escriure “Una ombra fosca és vista en el sol”. Els astrònoms
xinesos i coreans van observar el sol regularment a partir del segle IV a.C, sobretot per
peticions de pronòstics per l’emperador, encara que no van fer estudis rigorosos. Cal
mencionar, que el 165 a.C, altres civilitzacions com Japó, Babilònia i índia van veure taques
solars, on es troba la primera taca solar datada amb exactitud i inclosa en “L’oceà de Jade”. El
28 a.C, l’astrònom xines Liu Hsiang va afirmar que havia vist taques solars. Joseph Needham,
1900-1995 d.C, va fer un recent recompte de les taques solars en històries oficials xineses,
trobant 112 exemples. També es creu que les civilitzacions
precolombines van observar taques al llarg de la seva
existència. Del inques i maies no hi ha evidències però dels
asteques es creu que podrien haver-les vist ja que
representaven el seu Déu del sol, Huitzilopochtli, amb
taques a la cara, la verola. D’altra banda, al món
occidental, el primer en veure les taques solars,
aproximadament el 350 a.C, va ser Theophrastus d’Atenes
(372-287 a.C), deixeble d’ Aristòtil. Theophrastus no va ser pres seriosament perquè Aristòtil
considerava els cossos celestes purs i perfectes. L’església durant l’Edat Mitjana, al món
occidental, va adoptar la filosofia d’ Aristòtil i es considerava heretgia parlar de taques solars,
aquesta és la causa que no hi hagi registres de taques durant l’Edat Mitjana al món occidental.
Durant aquesta època, les taques es consideraven
trànsits de Mercuri o Venus, un exemple seria la taca,
considerada com el trànsit de Mercuri l’any 807 d.C,
que es va poder veure durant una setmana, coincidint
amb la mort de l’Emperador Carlemagne. El fenomen
va ser documentat en la biografia de l’Emperador de
Einhard. L’astrònom àrab Abu'l-Fadl ibn Ja'far al-
Muktafi (906-977 d.C) va afirmar que el filòsof al-Kindi va
atribuir una taca al trànsit de Venus el maig de l’any 840
d.C. El primer dibuix de les taques pertany a les Cròniques del monasteri de Worcester
d’Anglatera. Un dels monjos de Worcester, el dissabte, 8 de Desembre del 1128 d.C va dibuixar
dues taques i les seves respectives penombres, una, la més gran, en la part superior, i l’altra a
la part inferior. Les taques havien de tenir un gran tamany perquè fossin tan grans a simple
vista. El 1139 d.C també es va presenciar una taca solar. Hi ha més enregistraments com el de
l’astrònom Ibn Rushd el 1200 d.C, el de les cròniques russes del segle XIV el 1365 i 1371 d.C i el
de Guido i Giovanni Carrara d’Itàlia l’any 1450 d.C. Tot i així, els astrònoms cristians i àrabs
encara creien en la puresa dels cossos celestes i que les taques eren transits d’altres planetes.
Primera representació de taques solars, feta
a Worcester, Anglaterra, l’any 1128d.C
Treball de recerca
Pàgina 7
Primeres observacions amb telescopi
A partir de la construcció dels primers telescopis i l’observació del sol amb ells sobre el 1610, el
estudi de les taques va començar a tornar-se més rigorós. Van destacar quatre figures, que de
forma quasi simultània van començar a observar el sol.
Thomas Harriot, 1560-1621 d.C, va estudiar a Òxford. Va viatjar a les
Amèriques i va estudiar òptica, descobrint la llei de la refracció i contribuint
en l’àlgebra. També va fer observacions telescòpiques entre el 1609 i el
1613, sent el primer en observar la lluna i les taques solars. Va observar
taques el 8 de Desembre de 1610 d.C, sent el primer en veure les taques
des d’un telescopi, encara que Galileu va afirmar que ja les havia estat
veient el estiu del mateix any, però sense proves escrites. Mai va publicar
res, però va fer més de 200 dibuixos entre 1610 i 1612 d.C, que es van
trobar 200 anys més tard.
Johannes Fabricius ( encara que el seu cognom original, no llatinitzat, és
Goldsmid), 1587-1616 d.C, va ser un astrònom i metge alemany. El seu pare,
David, amb qui observava el cel regularment, va ser qui li va enganxar
l’afició a l’astronomia. Era amic de Kepler i va ser el descobridor de la
primera estrella variable, el 1596 d.C, Mira (ómicron Ceti). El 27 de febrer
de 1611 d.C va veure taques solars amb el telescopi, al principi observant
durant la sortida i la posta de sol i després amb la càmera fosca, i entre ell i
el seu pare van estudiar les taques. El 13 de Juny de 1611 va publicar “De
Maculis en Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversone
Narratio”, on exposava les seves teories sobre les taques, en les quals deia
que el sol rotava, idees defensades per Kepler i Giordani Bruno, però no pel seu pare.
Galileu Galilei, 1564-1642 d.C, famós italià per la seva aportació a l’astronomia i per ser un dels
primers constructors de telescopis i astrònoms. A més a més va ser matemàtic, físic i filòsof
que va formar part de la revolució científica, precursant a Newton i fent aportacions a la
mecànica. Va observar les fases de Venus, la lluna, la Via làctia, els satèl·lits de Júpiter, les
taques solars, etc. S’afirma que a partir de l’octubre del 1610 d.C va començar a observar les
taques solars amb el seu telescopi, encara que no va fer dibuixos i per tan no hi ha proves de
les dates exactes. Va ser el descobridor de la naturalesa de les taques
solars.
Christopher Scheiner, 1575-1650 d.C, alemany d’origen i jesuïta, va
estudiar i ensenyar matemàtiques a Ingolstadt. També va viure a
Innsbruck, Roma i Nisa. Va ser el inventor del pantògraf, dispositiu
per dibuixar objectes a escala. També va construir telescopis i
observa les taques solars, al principi amb lents acolorides i després
amb projecció. Comença a observar les taques solars el Març de
1611 d.C, i en treballs posteriors descriu la rotació de les taques i
l’aparició de fàcules. Va tenir una disputa amb Galileu sobre qui va
ser el primer en observar les taques solars, encara que sembla que
Fitxa de taques solars de
Harriot del 1610 d.C.
Tratat sobre les taques
solar de Fabricius.
Dibuix de les taques solars en el
llibre “Rosa Ursina”.
Treball de recerca
Pàgina 8
finalment no va ser cap dels dos. Scheiner va continuar l’estudi del Sol durant 16 anys i va
publicar el seu treball “ Rosa Ursina”, amb nombroses observacions, descripcions
d’observacions i de les rotacions de les taques solars. Va contribuir en la millora del telescopi i
va participar en debats astronòmics.
Estudis rigorosos sobre el Sol
Unes poques dècades després de les primeres observacions de taques, van començar a fer-se
observacions més rigoroses i freqüents.
Hi ha dos figures importants durant la resta del segle XVII, J. Hevelius i J. Picard. El primer,
1611-1687 d.C, va observar el sol amb gran precisió, podent determinar la rotació solari
obtenint molta informació de les taques entre 1642 i 1679 d.C. El segon, 1620-1682 d.C, va ser
l’observador d’un projecte d’observació del sol, d’un observatori de París, dirigit per
J.D.Cassini. També cal destacar les figures de Philippe La Hire, Riccioli i P.Gassendi durant el
segle XVII.
El 1774, l’astrònom escocès Alexander Wilson, 1714-1786 d.C, publica els
resultats de les seves observacions a partir d’una gran taca el 22 de Novembre
de 1769 d.C, en els quals explica el efecte Wilson, el qual es basa en que la
penombra d’una taca i la taca mateixa les veiem diferent quan s’allunyen del centre del Sol,
que quan estan al centre, respecte l’observador. Aquest fenomen es deu a la perspectiva.
Durant el segle XVIII també destaca l’astrònom alemany Johann Hieronymus, 1745-1816 d.C,
va ser el primer, el 1787, en observar granulacions a la superfície solar i va ser observar
regularment el Sol entre el 1785 i el 1798 d.C. Va ser president de la primera societat
astronòmica, del 1800 d.C. Finalment, Herschel va intentar explicar la naturalesa de les taques,
argumentant que sobre el Sol hi ha dues capes de núvols
lluminoses, si la primera s’obria per causes meteorològiques,
es veia la segona, menys lluminosa, les penombres. En cas que
s’obrissin les dues, es podien veure les taques.
En el segle XIX d.C trobem a Heinrich Samuel Schwabe, 1789-
1875 d.C, va observar el Sol entre el 1826 i el 1868 d.C i va
adonar-se de la variació del nombre de taques cada certs anys.
Va descobrir el cicle solar cada 11 anys, i els seus resultats van
ser publicats a la revista “Astronomische Nachrichten” i , el
1851, a la obra Kosmos de Alexander Van Humboldt, 1769-
1859 d.C.
El 2 d’Abril de 1845 d.C, Louis Fizeau i León Foucault van aconseguir fer una fotografia del Sol,
on apareixen dos grans grups de taques.
L’astrònom suís Rudolf Wolf, 1816-1893 d.C, va utilitzar els resultats de Schwabe, va continuar
registrant el nombre de taques i va obtenir dades suficients per obtenir l’activitat des de 1700
Resultats de Schwabe en el Kosmos.
1ª columna – anys, 2ª columna – nombre de
grups, 3ª columna – nombre de dies sense
taques i 4ª columna- dies observats.
Alexander Wilson
Treball de recerca
Pàgina 9
d.C, encara que no de forma rigorosa. Wolf és famós pel número de Wolf, del 1848 d.C, el qual
determina l’activitat solar a partir de la següent formula:
R= k (10 G + F)
On G és el nombre de grups, F, el de taques i k, un factor que depèn del observador i el
telescopi utilitzat (per a Wolf era 1).
Va fer grans aportacions a l’estudi de l’activitat solar, precisant el cicle de 11
anys, realitzant una classificació de les taques solars, segons el tamany i forma,
en vuit tipus. Durant els segles XIX i XX, el seu treball va ser continuat per Alfred
Wolfer i William Brunner i la seva classificació va ser modificada per Maw
Waldmeier, gran contribuïdor en l’estudi de l’activitat solar.
El 1852 Edward Sabine , 1788-1883 d.C, va anunciar que el cicle de 11 anys de les
taques solars coincidia am el cicle de l’activitat geomagnètica. Van arribar a la
mateixa conclusió Wolf, A.Gautier i Lamont.
La segona meitat del segle XIX té una gran importància per l’estudi de les
taques solars. El 1858, Richard C. Carrington, 1826-1875 d.C, argumenta
que les taques varien de latitud segons avancen en el cicle i que també varien la velocitat
segons la latitud on es troben, deduint que el Sol presenta una rotació diferencial. Anys
després, amb tècniques espectroscòpiques, Vogel, Young i Duner van concluir que les taques
es mouen un 30% més lentes als pols que a l’equador, amb un rotació de 37 dies als pols i de
26 a l’equador. El 1859, Carrington i R.Hodgson observen la primera fulguració des d’un
telescopi. L’astrònom Gustav Spörer, 1822-1895 d.C, estudia les variacions de latitud durant un
cicle sencer i arriba a les conclusions que les taques apareixen en els 10º i 40º, i es van
desplaçant cap a l’equador. Això es coneix com la llei de Spörer.
Edward Maunder, 1851-1928 d.C, va fotografiar diàriament les taques, obtenint el diagrama de
Maunder o diagrama papallona, demostrant la llei de Spörer. Un període de mínims d’activitat
solar porta el nom de l’astrònom.
L’astrònom George E. Hale, 1868-1938 d.C, va descobrir la verdadera naturalesa
de les taques solars el 1908. Va detectar un fort camp magnètic en el Sol,
associat a les taques. Va arribar a dues conclusions, conegudes com les lleis de
polaritat de Hale:
· El cicle magnètic és el doble que el cicle de les taques.
· Durant un cicle, les regions magnètiques actives d’un hemisferi tenen la mateixa ordenació
magnètica, polaritat, contrària a l’altra hemisferi.
Finalment, l’astrònom Waldmeier, anteriorment anomenat per la seva aportació en la
classificació de les taques, va fer diverses aportacions sobre l’activitat solar el 1955. Entre elles,
la determinació dels diàmetres de les ombres i penombres i les seves variacions, l’estudi de la
inclinació de latitud dels grup de taques, conegut com la llei de Joy. També va estudiar
l’evolució de les taques al llarg de la seva vida després que emergeixin i els cicles solars, tenint
en compte la corba d’activitat solar i la repetició cíclica del nombre de taques.
George E. Hale
Classificació taques
solars de Rudolf Wolf.
Treball de recerca
Pàgina 10
L’observació solar actual
Actualment els observatoris solars poden ser terrestres o espacials.
Els terrestres, observen a longituds d’onda per les que l’atmosfera terrestre és transparent, és
a dir la visible i d’onda de ràdio. Els telescopis terrestres observen el sol, però amb moltes
limitacions, climatològiques i les hores d’observació principalment. La sequedat i absència de
núvols, durant tot l’any, són els factors climatològics que es tenen en compte per instal·lar un
telescopi professional, per això es situen a zones altes i
allunyades de llocs amb indústria. A causa de la forma esfèrica
de la terra, no es pot observar el mateix cel tota l’estona i per
tan el sol pot observar-se només durant unes quantes hores
cada dia. Per evitar aquest segon problema, i poder així tenir
una observació les 24 hores del dia, hi ha diferents telescopis
situats al voltant de la terra. Un projecte que es basa
bàsicament en això és el GONG ( Global Oscillation Network
Group), format per 6 telescopis que observen el sol amb els
mateixos instruments, inclosos instruments heliosismològica que permeten estudiar l’interior
del
Sol. Hi ha més projectes com el GONG, encara que no tan importants; l’IRIS(International
Research on the Interior of the Sun) té 8 observadors repartits pel globus terrestre i el BiSON
(Birmingham Solar Oscillation Network)té 6 telescopis, i ambdós estudien l’interior de la nostra
estrella amb tècniques de l’heliosismologia.
Observatoris que participen en el GONG:
Big Bear Solar Observatory a Califòrnia, USA.
Observatory at Mauna Loa a Hawaii, EUA.
Learmonth Solar Observatory a l’oest d’Austràlia.
Udaipur Solar Observatory a India.
Observatori del Teide a les Illes Canàries.
Cerro Tololo Interamerican Observatory a Xile.
Observatoris que participen en el BiSON:
L’observatori de Las Campanas a Xile.
L’observatori de Mount Wilson a Califòrnia, EUA.
L’observatori d’Izaña a Tenerife.
L’observatori de Sutherland a Sud Àfrica.
L’observatori de Carnarvon, a l’oest d’Austràlia.
L’observatori de Narrabri, New South Wales a l’est
d’Austràlia.
Els EUA tenen un projecte nacional en col·laboració amb el GONG, que és el NSO ( National
Solar Observatory) que consta de dos observatoris principals, el Dunn Solar Observatory a
Sacramento Peak, EUA, i el McMath-Pierce Solar Observatory a Kitt Peak, EUA. El NSO porta
molts projectes a terme, incloent projectes conjuntament amb altres observatoris. Aquests
Símbol del GONG
Mapa observatoris del GONG
Mapa observatoris del BiSON
Treball de recerca
Pàgina 11
projectes són sobre l’ejecció de massa solar, mesures òptiques (visible, H-alpha), de camps
magnètics, entre altres.
Altres observatoris importants pel que fa a la recerca sobre el Sol són els de Kwasan & Hida de
Kyoto a Japó.
Els telescopis espacials tenen avantatges i inconvenients respecte els telescopis terrestres. Els
avantatges més destacats són que al espai no hi ha contaminació lumínica, no es produeixen
aberracions òptiques a causa de l’atmosfera i es pot observar tot l’espectre electromagnètic
com les ondes infraroges o ultraviolades les quals son filtrades per l’atmosfera. Però també
tenen inconvenients; el elevat cost per posar en orbita un telescopi espacial, l’impossibilitat de
fer reparacions i la curta esperança de vida d’un telescopi espacial a causa de la manca de
líquid de refrigeració són els que més es tenen en compte.
Pel que fa a telescopis espacials solars en podríem destacar
quatre:
SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) és un telescopi
espacial de la NASA I l’ESA que observa el Sol des de el punt L1
de Lagrange, punt on la gravetat de la terra i la del Sol es
contraresten i per tan hi ha molta estabilitat. Conté un gran
nombre d’instruments que mesuren les partícules i les
radiacions en diferents longituds d’onda. El SOHO permet
estudiar l’interior del Sol, la seva atmosfera i el vent solar.
SDO (Solar Dynamics Observatory) és un telescopi espacial
de la NASA que orbita al voltant de la terra. Per alguns,
considerat el successor del SOHO, conté instruments per
observar el Sol en totes les bandes de radiació ultraviolada i
estudiar la variabilitat solar i l’activitat magnètica solar.
STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory)és una
missió de la NASA que consta de dos telescopis idèntics
per observar el Sol, els dos formen un angle de 120
graus amb la Terra respecte el Sol. Les sondes estan
dotades de càmeres, detectors de partícules i de ràdio
per obtenir imatges estereoscòpiques del Sol i dels
fenòmens solars com l’ejecció de massa coronal de
manera tridimensional. També s’estudia el vent solar,
els camps magnètics i el plasma del Sol.HINODE ( “alba”
en japonès) és un telescopi espacial de la JAXA en
col·laboració amb els EUA i el Regne Unit, també se l’anomena Solar-B. La sonda porta un
telescopi de llum visible, un altre de rajos X per estudiar la corona solar i un espectrògraf de
llum ultraviolada per estudiar el perquè del calentament de la corona. La missió del HINODE és
estudiar els fluixos de gas d’hidrogen o vent solar i la diferència de temperatura entre la
superfície del Sol i la seva atmosfera o corona.
Punts de Lagrange
Sonda espacial SDO
Localització sondas STEREO
Treball de recerca
Pàgina 12
El Sol i el seu Magnetisme
El Sol és una estrella de tipus G2V, és a dir, una estrella groga de grau dos a la seva forma
estable. El Sol té una massa de
1,99·1030kg i un diàmetre de
1.392.000km, amb una densitat
mitjana de 1411kg/m3. Cal tenir en
compte que el Sol és encara un misteri
per nosaltres i és poc conegut
astronòmicament. El Sol és prop de la
part interna del brac d’Orió de la Via Làctia, a uns
24.800 anys llum del centre galàctic.
El Sol es troba al centre del sistema solar i és la principal font de radiació electromagnètica del
sistema. El Sol representa el 98,6% de la massa del Sistema Solar i, per tant, tots els altres
cossos d’aquests orbiten al voltant seu. La distància mitjana entre el Sol i la Terra és d’un
149.600.000km, encara que varia segons el moment ja que la Terra fa un moviment el·líptic
respecte el Sol. La llum solar tarda 8 minuts i 19 segons en arribar a la Terra. La llum solar és la
sostenidora de quasi totes les formes de vida a través de la fotosíntesis i afecta al clima de la
Terra.
El Sol es va formar fa uns 4.650 milions d’anys i té combustible per uns 5.500 milions d’anys
més. Es va formar a partir d’un núvol de gas i pols provinent d’una supernova. Aquest núvol es
va concentrar en un punt, el Sol, a causa de la gravetat i va començar a fusionar-se hidrogen,
formant així heli. Hi haurà un moment que l’hidrogen del nucli s’acabarà, i l’augment de
pressió al interior del Sol farà que el nucli no pugi suportar les capes superiors, augmentant la
temperatura de totes les capes. L’excés d’energia farà que les capes més exteriors del Sol
tendeixin a expandir-se i refredar-se, convertint el Sol en una estrella gegant vermella. Quan la
temperatura del nucli sigui de 100 milions de Kelvins, el Sol començarà a fusionar heli en
carboni al nucli, mentre que al voltant del nucli es fusionaria hidrogen en heli. Això produiria
que el Sol es contragués, convertint-se en una estrella de la rama horitzontal. (glossari).
Finalment, quan l’heli s’esgotés del nucli del Sol, el Sol tornaria a expandir-se tornant a formar
una estrella gegant vermella, la qual expulsaria gran part de la seva massa en forma de
nebulosa planetària, quedant-se en una estrella nana blanca. Al cap de molts milions d’anys,
quan el Sol s’enfredi totalment,es creu que el Sol passarà a ser una nana negra.
Diferents tipus d’estrelles, el Sol seria
de la mida G.
Gràfic de l’evolució del Sol.
Treball de recerca
Pàgina 13
L’energia de les reaccions solars es propaga per l’espai en forma de calor, a través del gas
solar, i en forma de radiacions electromagnètiques. Les radiacions electromagnètiques són les
principals formes de propagació, l’energia surt del Sol en línia recta cap a totes les direccions
de l’espai, arribant també a la Terra. Les radiacions electromagnètiques tenen diverses franges
amb diferents longituds d’ona; raigs gamma, raigs X, rajos ultraviolats, llum visible, rajos
infrarojos, microones i ones de ràdio. La majoria de radiacions que arriben a la Terra són
absorbides o reflectides per l’atmosfera, només arriben a terra la llum visible, una part de
l’ultraviolada, de infraroja (en forma de calor) i d’ones de ràdio.
Avui en dia, els avenços tecnològics han permès que s’analitzi l’interior del Sol amb
instruments diversos. El model més acceptat actualment és que el Sol té diverses capes amb
propietats físiques suficientment distingibles. Les capes, de més interior a exterior, són:
Nucli
Té un radi d’uns 150.000km, conté el 40% de la massa solar i la densitat màxima (1600kg/m3).
Es calcula que la pressió arriba a 3·1011kPa i la temperatura a 1,5·107K. En el nucli es pot
produir la fusió d’hidrogen en heli, actualment ja s’ha consumit el 40% de l’hidrogen original.
Zona radioactiva
Va fins 450.000 km des del centre del Sol, és a dir, té un gruix de 300.000km. Es creu que la
pressió i temperatura és 10 vegades menor que la del nucli, per exemple, la temperatura
passaria a ser de 4·106K. L’energia produïda pel nucli es transmet a través del plasma per
radiació; las reaccions nuclears alliberen energia en forma de fotons gamma, aquest fotons van
xocant entre ells i transmetent-se energia abans d’arribar a les capes superiors, en forma de
rajos gamma, X, ultraviolats, visibles i infrarojos. Aquest procés pot durar fins a un milió
d’anys.
Zona convectiva
S’estén uns 250.000km més i la pressió, temperatura i densitat continuen baixant, arribant a
10Pa, 6·105K i 6·10-3kg/m3 respectivament. L’energia es continua transmetent pel plasma a
través de corrents convectives a gran velocitat que van mesclant la matèria solar.
Fotosfera
Té un gruix d’uns 400km i és la part visible del Sol. La pressió, temperatura i densitat continuen
baixant, arribat a 10-12Pa, 6.000K i 8·10-8kg/m3 respectivament. La fotosfera és el lloc on es
manifesten els fenòmens solars com les taques i granulació, i on mana la radiació solar després
d’haver recorregut un llarg camí, que pot arribar a tardar 10 milions d’anys.
Cromosfera
És una capa de plasma d’uns 10.000km i considerada la part baixa de l’atmosfera solar. Té una
densitat de 10-12kg/m3 i la temperatura augmenta amb l’altura, arribant a 0,5·106K. En aquesta
capa es produeixen els fenòmens solars com les espícules, fàcules, flòculs i fulguracions.
Corona solar
És la part més externa del Sol i va des de la cromosfera fins que es dispersa a l’espai en forma
de vent solar. Es considera que és l’alta atmosfera i la temperatura augmenta dràsticament,
Treball de recerca
Pàgina 14
arribant a 5·106K, la causa d’aquest augment és un misteri. Aquesta part només és observable
durant eclipsis totals o amb filtres H-alpha. A la corona es produeixen les protuberàncies.
Cal tenir en compte que el Sol és encara un misteri per nosaltres i és poc conegut astronòmicament.
Treball de recerca
Pàgina 15
Fenòmens solars
En el Sol es poden observar diferents fenòmens causats per la gran activitat magnètica del Sol.
Els cicles solars i les línies magnètiques del Sol torçades per la rotació diferencial provoquen
aquests fenòmens. Els fenòmens es manifesten a la fotosfera, la cromosfera i la corona solar
perquè a partir de la fotosfera les propietats físiques del plasma canvien.
Granulació / Supergranulació
Fenòmens que succeeixen a la fotosfera i són
la part visible de les corrents convectives. Es
troben per tota la superfície solar.
Diferenciem dos tipus de granulació; la que
veiem de color blanc, causada pel plasma
ascendent i més calenta, i la de color negre,
pel plasma descendent i més freda. Cada
grànul, poligonal i irregular, té un diàmetre
entre uns 300 i 1000km i
es pot veure durant uns 5
minuts. Els grànuls del
centre del disc solar són més regulars, però la rotació solar
els empeny als pols i els deforma. Per altra banda, els
grànuls que es troben a prop de taques solars tenen
formes allargades a causa dels camps
magnètics.
Entre els dos tipus de grans hi ha una
diferència entre 100 i 300 K, és a dir una
diferència del 15-20% de lluminositat.
De tan en quan, la zona fosca entre els grànuls
agafen un tamany considerable i passen a ser
un porus. Aquests porus poden desaparèixer
ràpidament o formar taques.
Els grànuls clars poden ajuntar-se i formar grànuls molt
més grans, s’anomena la supergranulació. La
supergranulació dura un dia i té un diàmetre de 30.000km.
Fàcules
Són àrees brillants de l’alta fotosfera i cromosfera que acompanyen a les taques solars. Poden
produir-se a zones properes dels pols solars encara que normalment apareixen a zones de
taques i duren fins després de la desaparició d’aquestes. Les veiem de color blanc brillant
Fotografia on es pot observar la
granulació solar i un focus.
Fotografia on es pot observar la granulació solar
al voltant d’una taca.
Dibuix que representa com es forma la
granulació en el Sol.
Treball de recerca
Pàgina 16
perquè són masses de gas més calents que la que les envolta.
Es poden observar al limbe del Sol amb un filtre solar, però si
no estan en el limbe són inapreciables. Per podeu veure-les a
tot el disc solar, cal un filtre H-alpha o més especialitzat.(1)
Taques solars
Són àrees de la superfície solar on les línies magnètiques
surten i produeixen un refredament. Aquest
refredament, a 4.000K, respecte la superfície que les
envolta, 5.500K, es tradueix en un enfosquiment de la
taca. El nombre de taques augmenta amb l’activitat
solar, com més taques, més activitat solar. Les taques es
poden veure a simple
vista quan tenen més
de 40.000km de
diàmetre, encara que
l’habitual són uns
13.000km. Tot i així ,poden
arribar a tenir 90.000
quilòmetres de diàmetre i tenen dues parts; l’ombra, que és la
regió mes fosca i freda d’una taca, i la penombra que envolta
l’ombra i és menys freda i fosca respecte a ella. Comencen sent porus petits que es
desenvolupen i poden durar entre pocs dies fins a més d’un mes. Normalment les taques es
troben entre la franja de 40oN i 40oS. Les latituds on apareixen les taques depenen si estem en
un mínim solar o màxim, és a dir, depèn del moment del cicle solar. A partir d’això, es pot fer
un diagrama amb el lloc on apareixen les taques i veure que fa una forma de papallona.
Les taques apareixen normalment en grups; la taca precedent i la
taca posterior. Si en un hemisferi, la precedent és de pol negatiu i
la posterior de pol positiu, a l’altre hemisferi succeeix al revés, a
més a més, aquests papers es canvien cada 11 anys. A les taques
solars també veiem l’efecte Wilson, un efecte òptic, que ens
confirma que el Sol és un cos de forma arrodonida.
Al limbe podem veure dues
fàcules, de color blanc.
Fotografia on es pot observar
taques solars
Fotografia amb filtre de color
blau on s’observa un grup de
taques.
Treball de recerca
Pàgina 17
Fulguracions
Normalment es produeixen durant els màxims solars i el nombre de fulguracions és
proporcional al nombre de Wolf, per tant les fulguracions estan associades a les taques solars.
El plasma de les fulguracions es va escalfant al
llarg de l’estructura arquejada de 3.000-4.000km
de diàmetre. En poc temps i per poc temps, les
regions de la cromosfera es tornen molt
lluminoses perquè milers de tones de plasma són
impulsades a 500km/s cap a la corona. Aquests
rajos gasosos van acompanyats de fortes
emissions de radiació i partícules de molta
energia, que produiran el vent solar, amb una
energia de 1020-1027J. Les fulguracions també afecten a la
part baixa de la cromosfera i es relacionen amb els flòculs.
Les fulguracions tenen diferents fases:
1- Preparatòria (entre unes hores i un dia):
s’acumula energia magnètica i es produeix un
augment del flux de rajos X, ultraviolats i
visibles.
2- Flash (pocs minuts): quasi la meitat de
l’energia s’allibera en forma de radiació i
cinètica d’ions i electrons, els quals marxen del
Sol entre 1.000 i 1.500 km/s produint el vent
solar.
3- Decadència (entre 20 minuts i poques hores):
s’allibera la resta d’energia, sobretot en forma
de radiació.
Flòculs
Són fenòmens que succeeixen a la baixa cromosfera i ocupen regions relativament petites, on
el gas té més temperatura que el que l’envolta degut a variacions en el camp magnètic. Són
independents de les taques solars i cal un filtre especialitzat per veure’ls.
Espícules
Són rajos de gas d’uns 800km de diàmetre
formats a la cromosfera. Les ejeccions surten en
grups a molta velocitat, uns 30 quilòmetres per
segon, i arriben sobre uns 6.000km d’altura,
encara que les més altes arriben a 50.000 km
d‘altura. Després d’arribar a una altura
desapareixen. Aquest fenomen dura uns minuts.
Una fulguració vista des d’adalt.
Fotografia on es pot observar
diferents fulguracions al limbe.
Una espícula amb H-aplha.
Treball de recerca
Pàgina 18
Protuberàncies
Són fenòmens molt grans; fins a 150.000 km d’altura, 300.000km de longitud i 40.000km
d’ample. No se sap el seu origen ni dinàmica, però poden explotar i enviar al espai massa solar
d’entre 1013-1015kg a una velocitat de 400.000km/h. Hi ha diversos tipus:
Protuberància activa: Influenciades pels camps magnètics, estan lligades a grups de taques
solars i evolucionen ràpidament.
Protuberància quiescents o estàtiques: A latituds elevades, conserven l’aspecte durant molts
dies. Sembla que estiguin empresonades per un camp magnètic i evolucionen molt lentament.
Protuberància eruptiva: Van perpendicularment a la fotosfera i cauen a la cromosfera en
poques hores. Solen estar a baixes latituds i tenen una evolució molt ràpida.
Protuberàncies de les taques o loop: Tenen forma d’anell tancat o arc, on la matèria va al llarg
de línies del camp magnètic que surten i tornen a la fotosfera. Van associades a les taques.
Protuberància de tornado: Tenen forma d’espiral o corda.
Protuberància de raig: Són manifestacions de l’activitat solar, lligades a les taques i
fulguracions. Són rajos de 50.000km d’altura i velocitats molt altes, el seu nombre segueix el
cicle d’activitat solar.
Els filaments són protuberàncies vistes des d’adalt amb el filtre
H-alpha, tenen la forma d’una línia negra. Les protuberàncies són
visibles a ull durant un eclipsi total o utilitzant un filtre H-alpha.
Protuberància de loop a la primera imatge, a la segona es pot observar el que succeeix magnèticament.
Fotografia en H-aplha d’una
protuberancia de raig.
Filaments en el Sol.
Treball de recerca
Pàgina 19
Forats coronals
Un forat coronal és una àrea de la corona solar més fosca, freda i amb un plasma de menor
densitat que l'àrea que l'envolta.. Es formen degut a línies de camp magnètic obertes, és a dir
en zones on no hi ha taques solars que formarien línies de camp magnètic tancades. En el
mínim solar es troben a les regions polars del Sol i en els màxims solars a qualsevol part del
Sol. Els components del vent solar que viatgen ràpidament surten de les línies magnètiques
dels forats coronals. Els forats coronals només es poden veure amb telescopis de raigs X.
Vent solar
Està format per les partícules que viatgen per
les línies magnètiques del Sol a 450 km/s i amb
una densitat de 5 protons/cm3 i a molta
temperatura. Cada dia el Sol per unes 1017
tones de matèria degut al vent solar. Encara
que la major part del vent solar es produeix
cada dia a partir de les radiacions que surten
de la corona solar, hi ha fenòmens que
provoquen una gran quantitat de vent solar en
un instant. Aquests fenòmens són les
fulguracions i protuberàncies més fortes, anomenades CME (Coronal mass ejection) quan
produeixen el vent solar i expulsen massa solar, i els forats coronals que acceleren les
partícules i les projecten al espai. Les CME poden produir fins a un trilió de kWh. El vent solar
viatja per tot el Sistema solar i afecta la vida en el planeta Terra, com veurem en els següents
apartats.
Fotografies a diferents longitud
d’ona de forats coronals.
Treball de recerca
Pàgina 20
Activitat solar
Considerem el terme “activitat solar” a la quantitat d’energia emesa pel Sol, pel que fa als
nivells de radiació solar i d’ejecció de massa coronal. La variació d’activitat solar es produeix en
cicles i es pot veure per les manifestacions més freqüents de taques solars, fulguracions, entre
altres, en el Sol, i aurores boreals a la Terra. L’activitat solar pot provocar canvis en el clima
espacial i, fins i tot, en el clima terrestre. Durant aquestes variacions d’activitat solar, es
modula la radiació solar, el flux de radiacions d’ona curta i la freqüència dels fenòmens solars.
Aquestes variacions poden inclús modular el flux de raigs còsmics que entren al sistema solar.
Hi ha diversos cicles d’activitat solar, el més conegut és el cicle d’onze anys, caracteritzat per
l’augment i davallada del nombre de taques solars. La causa del cicle solar d’onze anys és la
rotació diferencial que té el Sol. En un període de mínim solar, les línies de forces del camp
magnètic van al llarg del meridians del Sol, però la rotació diferencial fa que les línies
magnètiques s’enrosquin i es deformin. A partir de cert límit, les línies s’amuntonen i
s’entrellacen. Quan això succeeix, les línies són superposades per unes altres línies
magnètiques que cobriran la superfície i tindran la polaritat invertida, tornant a un mínim
solar. Es tornarà a repetir el procés i s’arribarà a les condicions inicials. Així que podem dir que
el cicle de taques demostra l’existència d’un cicle magnètic d’uns 22 anys.
S’ha observat que quan durant un cicle, el màxim solar té una durada més extensa que el que
seria habitual, llavors el mínim és més curt, i a l’inrevés. D’això se’n diu l’efecte Waldmeier.
Sabem que l’activitat solar depèn del vent
solar; com més vent solar, més activitat, i
també sabem que el vent solar va lligat al
magnetisme del Sol, per tant quan hi hagi
més taques solars hi haurà més activitat.
També quan hi hagi més activitat
magnètica en el sol hi haurà més
fenòmens com CME, protuberàncies o
fulguracions.
Els cicles d’onze anys provoquen una
variació d’intensitat de només un 0,1% (entre 1365 i 1367 W/m2). Però, com que la variació
d’intensitat és massa petita i la duració insignificant per afectar el clima terrestre.
L’activitat solar és calculada a partir del nombre relatiu de Wolf, ideat el 1848 per l’astrònom
Rudolf Wolf, i que es determina
per la fòrmula R= k·(10g+f), on R
és el nombre de wolf, k una
constant segons l’instrument, g
el nombre de grups de taques i f
el nombre de taques.
Hi ha altres cicles de més duració
i que poden influenciar més al
Treball de recerca
Pàgina 21
clima terreste. Per exemple, el cicle de Gleissberg (de 72-83 anys) que va causar el mínim de
Maunder, més conegut com petita edat de gel, al segle XVII, i el mínim de Spörer al segle XV-
XVI. Tot i que, en el cicle de Gleissberg la variació d’intensitat és semblant a la del cicle d’onze
anys, la durada podria provocar canvis en el clima de la Terra.
També hi ha hipòtesis sobre altres cicle solars com serien el cicle de Suess d’uns 210 anys, el
cicle d’Hallstatt d’uns 2.300 i un altre cicle d’uns 6.000 anys.
Les noves tecnologies fan que cada dia es sapigui una mica més de l’activitat solar i de com ens
afecta. Ens estan permetent determinar l’activitat solar a través de partícules com els isòtops
beril·li 10, al gel, i carboni 14, als arbres .
Estudis recents afirmen que l’activitat solar actual és la més alta dels últims 1.150 anys i que
l’activitat que s’ha produït en els últims 70 anys és tan alta que cal anar 9.000 anys enrere per
veure un període similar, al període boreal.
Efectes de l’activitat solar a la Terra
Comunicació per ràdio: La ràdio transmet el senyal per ones de ràdio a través de la ionosfera.
Durant els màxims solars, la ionosfera està fortament ionitzada pels fotons solars i rajos
còsmics. Això afecta la trajectòria de les ones de ràdio, podent dificultar les comunicacions
locals o de llarga distància. Els canvis solars afecten a la freqüència màxima utilitzable per la
comunicació.
Gràfic de l’activitat solar en els últims 12.000 anys.
Gràfics de comparació entre el C14, Be10 i el nombre de taques.
Treball de recerca
Pàgina 22
Satèl·lits i naus espacials: Durant els màxims solars és més habitual que es produeixin CME.
Aquestes radiacions d’alta energia poden causar d’anys a l’electrònica i cèl·lules solars dels
vehicles espacials. Aquestes radiacions són molt perilloses pels astronautes, per això s’està
estudiant incorporar un blindatge contra aquest tipus de radiacions a les naus.
Clima terrestre: Últimament la investigació s’ha concentrat a estudiar la correlació de l’activitat
solar amb la temperatura global. També s’ha estudiat els possibles impactes climàtics regionals
dels cicles solars. La producció de radiació ultraviolada és més variable al llarg del cicle solar
del que s’havia pensat, provocant hiverns més freds als EUA i sud d’Europa i més càlids a
Canadà i nord d’Europa durant els mínims solars.
Hi ha tres mecanisme possibles pels que les variacions solars podrien tenir un efecte sobre el
clima:
· Variació de la quantitat de radiació solar.
· Variació de la quantitat de radiació ultraviolada.
· Efectes causats pels rajos còsmics interestel·lars, durant els mínims solars hi ha més rajos
còsmics que en els màxims. Un efecte, per exemple, podria ser canvis en el núvols.
La combinació de les dues primeres teories és que té més pes actualment.
Actualment s’afirma que el cicle solar d’onze anys fa variar la temperatura global un 0,1K entre
el màxim i mínim solar. Per cicles de més durada aquesta variació segurament augmenta, però
encara no ha estat determinat. Tot i així, el consens científic afirma que l’escalfament global no
pot estar provocat per l’activitat solar.
Anem a distingir entre dues etapes; la
preindustrial i la post industrial.
L’època abans que existís la indústria i les
emissions de CO2 podem dir que és més
senzilla d’estudiar que la segona. Primer de
tot, hem de tenir en compte els canvis que
pateix la Terra respecte el Sol, per
exemple, cada 100.00 anys la Terra passa a
tenir una òrbita circular provocant una
disminució de la temperatura. També
afecta la inclinació de la Terra, la qual, amb
un cicle de 41.000 anys, afecta la intensitat
de les estacions. Finalment, també afecta
l’oscil·lació de la Terra al girar sobre el seu eix amb un
cicle de 20.000 anys. Tot això provoca variacions en la
quantitat d’energia solar que rep la Terra i per tant en
la temperatura global.
En el gràfic del costat podem veure que el CO2 augmenta i disminueix seguint les variacions de
temperatura. Aquest fet es deu a que el descens de temperatura fa que els oceans es refredin i
que tinguin la capacitat de dissoldre més CO2 i per tant disminueixi la concentració de CO2 a
l’atmosfera.
Gràfic que mostra la concentració de CO2, CH4 i
temperatura durant els últims 400.000 anys. Estudi
fet a Vostok, Antàrtica.
Treball de recerca
Pàgina 23
Independentment de les variacions de la Terra respecte el Sol també es pot estudiar l’efecte
de l’activitat solar en si a la temperatura de la Terra. El més senzill és estudiar els casos amb
dades. Podem treure dades de la temperatura global del planeta a través de la
paleoclimatologia i de l’activitat solar amb
les proporcions de C14 i Be10. En el gràfic
del costat podem veure un gràfic que ens
mostra aquesta relació i on es veu certa
relació entre en dos fenòmens, només
destacant la incidència de fa uns 7.500 any
aproximadament que no es sap perquè va
estar provocada.
Tot i que la majoria de científics estan d’acord que tan els cicles grans com els cicles d’onze
anys poden provocar variacions en la temperatura del planeta, actualment ha sorgit un
problema, estem interferint en ell. Actualment l’esser humà a provocat que les concentracions
de CO2 a l’atmosfera arribin a límits mai vistos. De normal haurien d’oscil·lar entre 200 i 280
ppm però actualment estem arribant a 400 ppm i augmentant. El dilema està en saber si
l’augment de l’efecte hivernacle produït per les concentracions de gasos com el CO2 és la causa
de l’escalfament global o una conseqüència. Una tercera opció seria que fos una conseqüència
que agreugés el problema, convertint-se en una conseqüència-causa. Ara anem a tractar
l’època post industrial per veure aquest problema més a fons.
Estudis del 2001 de l’IPCC (grup Intergovernamental d’Experts sobre el Canvi Climàtic)
concluien que la variació solar com a causa del escalfament global del segle XX era mínima i
que es devia sobretot al efecte hivernacle. En el 2007 ho van tornar a ratificar aportant dades
de la contribució dels gasos hivernacles, la radiació solar, aerosols, entre altres, a l’escalfament
global. Tot i així, el 2007, Scarffeta i
Occident van concloure que l’activitat solar
podria haver contribuït de manera
important a l’escalfament durant el segle
XX.
Altres estudis han conclòs que la radiació
solar va tenir un paper important en la
temperatura del planeta fins el 1980 però
que a partir d’aleshores la corba
pronunciada que ha patit la temperatura
global ha estat produïda per factors
humans, amb els gasos hivernacles (article
al NewScientist del 6 de maig de 2000). En
Treball de recerca
Pàgina 24
el gràfic del costat podem veure que la temperatura i la concentració de CO2 s’incrementen
intensíssimament entre l’any 1980 i 2000.
Una frase que podria resumir el que ha succeït respecte aquest dilema en la segona meitat del
segle XX és la següent:
“The sun has been at its strongest over the past 60 years and may now be affecting global
temperatures... the brighter sun and higher levels of so-called "greenhouse gases" both contributed to
the change in the Earth's temperature, but it was impossible to say which had the greater impact.”
La frase és de Sami Solanki, director de l' Institut Max Planck per a la Investigació del Sistema
Solar a Katlenburg-Lindau, Alemanya. Sami Solanki també creu que el increment de la
temperatura a partir de 1980 es pot atribuït a l’activitat humana.
Actualment està succeint un afer força
interessant i que serà estudiat en els
pròxims anys. Mentre que la
concentració de CO2 continua
augmentant, la temperatura ha
disminuït respecte el 2000 i ha arribat a
un mínim relatiu sobre el 2008-2009,
coincidint amb un mínim solar.
En els tres gràfics que podem veure a la
nostra esquerra veiem la temperatura global,
la concentració de CO2 i l’activitat solar,
respectivament, durant els últims 30 anys
aproximadament. Podem veure que durant
els mínims solars hi ha mínims relatius a la
temperatura i que en els màxims solars hi ha
màxims relatius a la temperatura. Tot i així, la
tendència ascendent de la gràfica de la
temperatura és una correlació evident amb
l’efecte hivernacle, concentració de CO2.
Treball de recerca
Pàgina 25
Tot i així, hi ha científics que defensen que la durada dels cicles solars, la simetria entre les
taques de l’hemisferi nord i sud solar, entre altres coses, podrien fer que fos l’activitat solar fos
la principal causa de l’escalfament global actual. Encara que es considera que es un model poc
viable, s’ha de tenir en compte donada la poca informació que tenim actualment sobre
l’activitat solar. Per més informació sobre aquest model, llegiu l’article “Inference of Solar
Irradiance Variability from Terrestrial Temperature Changes, 1880-1993: An Astrophysical
Application of the Sun-Climate Connection” del Astrophysical Journal del 1 de Desembre de
1996, volum 472, número 2, article 891.
El problema que hem vist al fer aquest apartat parteix del l’activitat industrial durant el segle
XX. El conflicte CO2 (efecte hivernacle) - activitat solar com a causa de l’escalfament global
actual, està avui en dia present en el món científic. Sabem que la concentració de CO2 a
l’atmosfera augmenta a mesura que augmenta l’activitat solar i que si durant els últims 80
anys, l’activitat solar no hagués estat tan activa, la concentració de CO2 no estaria als valors
actuals (390 ppm aproximadament). Tot i així, també cal tenir en compte que l’activitat
industrial és la principal causa d’aquest augment desorbitat de la concentració de CO2.
M’agradaria comentar que actualment hi ha molts organismes destinats a determinar això, ja
que si l’activitat industrial és la causa més important de l’escalfament global s’ha d’actuar de
pressa i contundentment. Gran part de científics opinen que l’activitat solar a partir dels anys
80 va deixar de ser una part fonamental de la variació de temperatura deixant pas al efecte
hivernacle, però pels gràfics i dades observables en aquest treball s’ha arribat a conclusions
una mica diferents.
La primera conclusió es que les bases de l’escalfament global que patim ara venen de
l’augment de les radiacions solars durant la meitat del segle XX, aquesta activitat solar forta va
fer augmentar la temperatura. Aquest augment de temperatura també va provocar un
augment de la concentració de gasos hivernacle a l’atmosfera que juntament amb les
emissions de gasos hivernacles dels humans, van fer que l’efecte hivernacle de la Terra
Treball de recerca
Pàgina 26
augmentés molt. Resumint-ho, tenim dues situacions: una activitat solar i un efecte hivernacle
molt forts, i l’efecte hivernacle ha estat causat per la mateixa activitat solar i per l’activitat
industrial. L’augment dels gasos hivernacles ha produït que més radiació infraroja sigui tornada
a emetre cap a la Terra i menys travessi l’atmosfera, si a més a més li sumem que la gran
quantitat d’energia solar que rep la Terra ha escalfat la superfície terrestre aconseguint emetre
més radiacions infraroges a l’atmosfera que l’habitual, ens donem compte que és una mescla
explosiva, i més si sabem que la superfície terrestre porta uns 80 anys escalfant-se més que els
valors normals.
Si ens fixem en els gràfics de l’apartat podem veure que durant els últims 30 anys la
temperatura ha estat augmentant amb certa relació amb la concentració de CO2 i petites
variacions produïdes per l’activitat solar. Observant detingudament les dades i gràfics d’aquest
treball, no només actuals sinó des de fa temps, hem fet una hipòtesis sobre la convivència de
l’efecte hivernacle i l’activitat solar. La hipòtesis diu que la concentració exagerada de gasos
hivernacles actual fa que la temperatura global sigui susceptible de patir augments però
aquests augments estan sotmesos a l’activitat solar. Per exemple si l’activitat solar estigués en
un període de valors mínims,com el mínim de Maunder, possiblement no hi hauria una petita
edat de gel, però les temperatures es mantindrien o descendirien durant aquest període. La
hipòtesis vé a dir que l’activitat solar pot fer variacions a la temperatura per si sola i que la
concentració de gasos hivernacles respecte l’habitual pot pronunciar aquestes variacions o fer-
les disminuir.
Ara sabem que tan la concentració de CO2, que no es tenen dades d’haver estat tan elevat en
més de cent mil anys, i la durada extraordinària d’aquest període de forta activitat solar, són
dos fets que units poden causar molts danys al nostre planeta. Tot i així, els últims cicles de
taques han mostrat una davallada de l’activitat solar, encara que la concentració de CO2
continua en augment a causa de l’activitat humana. En els pròxims anys es creu que la
temperatura continuarà augmentant a causa de l’efecte hivernacle, però si la temperatura es
mantingués o disminuís a mesura de que va disminuint l’activitat solar es demostraria la
hipòtesis feta en aquest treball de recerca. Però, cal recordar no tenim ni els coneixements ni
mesures ni eines que els científics professionals que tracten aquest tema i que la hipòtesis ha
estat feta per les dades proporcionades i pels gràfics, comparant-los i observant els efectes
que tenen anys després entre ells.
Tot i així, hi ha una minoria de científics que defensen que els sistemes que es fan servir per
comparar el grau de causa a l’escalfament global que patim no són correctes ja que no
inclouen que l’activitat solar ha estat molt activa durant tot el segle XX i només tenen en
compte els valors de cada cicle per separat i sense la duració d’aquest mateix.
Independentment de quina sigui la causa principal del problema, sabem que els gasos
hivernacles estan contribuint al canvi climàtic i no s’han de fer bestieses, és a dir, hem de
controlar la quantitat d’aquestes emissions i limitar-les.
Pel que fa a Catalunya, també sabem que la temperatura mitjana anual està relacionada amb
l’activitat solar. Al servei meteorològic de Catalunya podem trobar el següent gràfic que ens
mostra aquesta correlació entre temperatura i activitat solar.
Treball de recerca
Pàgina 27
Treball de recerca
Pàgina 28
Efectes de l’activitat solar a la tecnologia
El dijous 1 de Septembre de 1859 Richard
Carrington, un aficionat a l’astronomia de
Londres, va observar dos brillants llums
blanques al mig d’un enorme grup de taques.
Abans de l’alba del dia següent, enormes
aurores van ser vistes en llocs amb una latitud
com Hawaii o Panamà. La supertempesta solar
va llançar milions de tones de partícules
carregades cap a la Terra. Quan l’ona de
partícules va arribar al camp magnètic de la Terra, va
generar corrents elèctriques que es van propagar per les
línies telegràfiques. Algunes estacions van quedar fora de
servei i va haver altres que van poder operar sense bateries, utilitzant només l’electricitat
geomagnètica. Això és el que provoca una supertempesta solar perfecte. Des de 1859 no s’ha
tornat a produir cap i és difícil calcular les conseqüències catastròfiques que produirien en el
món actual. Tot i així, ens podem fer una idea observant el que va passar a Quebec el 13 de
Març de 1989, quan una tempesta solar amb una tercera part de la intensitat que la de
Carrington va deixar fora de servei una xarxa elèctrica que subministrava energia a 6 milions
de persones. Una tempesta solar com la de Carrington podria inutilitzar més transformadors
que els que tenen les companyies elèctriques de reserva, provocant un tall de subministració
de llum, aigua potable, tractament d’aigües residuals, calefacció, aire condicionat,
combustible, servei telefònic, aliments i medicaments durant mesos.
Encara que la probabilitat de que una tempesta solar perfecte, de molta intensitat i que es
produeix en el centre del disc solar observable des de la Terra, arribi a la Terra no ha canviat,
els danys que es poden causar ha anat creixent a mesura de la nostra dependència de les
tecnologies de comunicació i navegació per satèl·lit i de les xarxes elèctriques. Tot i així, només
les tempestes més fortes poden afectar les xarxes elèctriques, inutilitzar els sistemes de
navegació i fer perdre el control de satèl·lits, encara que aquests tenen protecció contra les
tempestes solars. Mentre que les tempestes més moderades poden causar problemes en les
xarxes elèctriques de més latitud, obstaculitzar comunicacions per ràdio o fer que els satèl·lits
perdin altura. Es calcula que la ISS, la Estació Espacial Internacional perd 300 metres d’altura al
dia quan hi ha fulguracions. Normalment, quan hi ha avisos de tempestes solars els avions
tenen prohibit passar per les zones properes als pols per evitar problemes tècnics.
Observació de Carrington l’1 de
Septembre de 1859.
Treball de recerca
Pàgina 29
Alguns altres casos d’incidències
causades per tempestes solars són
el del 1958, quan un centenar
d’avions entre els Estats Units i
Europa van perdre la comunicació
de ràdio amb la Terra; el del 1972,
quan un transformador va explotar
a la Columbia Britànica; el del
2000, quan un satèl·lit
d’investigació ASCA va perdre el
control i va quedar a la deriva i el
del 2003 quan es va produir una
apagada a Suècia i es va fer
reconduir els vols per problemes
amb els GPS.
Un dels fenòmens més
meravellosos que es produeixen a
la Terra són les aurores, encara
que aquestes puguin anar
associades a fenòmens tan
destructius com poden arribar a
ser les tempestes solars.
Normalment, es poden veure
aurores als pols; l’aurora boreal al
nord i l’austral al sud. Les aurores
són produïdes per d’interacció del
vent solar i el camp magnètic
terrestre, l’energia resultant
impulsa electrons cap a
l’atmosfera al llarg de les línies del
camp. Els electrons exciten els gasos
atmosfèrics de la Terra, els quals emeten colors. Cada color va associat a un gas diferent;
l’oxigen al color groc/verd, el nitrogen el color blau i l’heli el color vermell/lila. Els millors
mesos per observar aurores boreals són Gener i Febrer a causa de les baixes temperatures i
quan hi ha un màxim solar.
Per detectar les possibles tempestes solars amb alguns dies anticipació s’han enviat dues naus
bessones, la STERO A i B, que permeten veure quasi tota la superfície del Sol, podent veure
Gràfic amb les incidències tecnològiques dels últims 50 anys.
Treball de recerca
Pàgina 30
quan una regió activa es dirigeix a l’espai on podria afectar a la Terra. A més a més, actualment
es pot preveure quan una EMC impactarà la Terra amb un marge d’error de 6 hores gràcies a
un model numèric anomenat Enlil de la NOAA. També hi ha sondes com el SOHO, o
anteriorment la ACE, que registren dades provinents del Sol que actualment es fan servir per
determinar els possibles avisos de tempestes solars.
Però una cosa és saber quan es produirà una tempesta solar i una altra més complicada és
preparar-se per afrontar les possibles conseqüències d’aquestes. Per això hi ha països i
companyies elèctriques que s’estan preparant pels efectes que porta el clima espacial.
En l’àmbit espanyol, el tema de l’afectació solar sobre la tecnologia es dut a terme a càrrec de
la Direcció general de protecció civil i emergències, del Ministeri d’Interior. Aquest
departament va fer dues jornades tècniques sobre els efectes que pot tenir el clima espacial.
Actualment els objectius del departament sobre el clima espacial són quatre:
Descriure i analitzar la situació actual del coneixement sobre l’amenaça, vulnerabilitat i
risc davant el clima espacial a Espanya i en el món.
Analitzar els últims progressos desenvolupats per les institucions d’investigació
espanyoles i europees sobre sistemes de prevenció i alerta davant de tempestes
geomagnètiques.
Posar en comú experiències, coneixements i pràctiques a la matèria de prevenció i
reducció de riscs.
Conèixer i analitzar les mesures legislatives aplicades a altres països i proposar
desenvolupaments legislatius i de planificació que facin disminuir els possibles danys.
Els experts espanyols opinen que donada la latitud d’Espanya és menys probable que les
xarxes elèctriques espanyoles es vegin afectades. A més, el sistema elèctric espanyol té una
configuració anomenada d’estrella que fa que sigui més resistent a les tempestes solars que
els sistemes de configuració amb un gran desenvolupament lineal.
A Estats Units el maig de 2008, el NRC (National Research Council) of Space Studies Board va
celbrar una sèrie de conferències per determinar l’impacte socioeconòmic dels esdeveniments
extrems del clima espacial, on van participar representants governamentals, acadèmics i de
l’industria. A partir d’aquestes conferències, el NRC va publicar un informe titulat “Severe
Space Weather Events. Understanding Societal and Economic Impacts Workshop Report”, on
es reflexa els riscs derivats del clima espacial i quines accions s’estan portant al respecte des
d’Estats Units. S’avisa que una tempesta solar perfecte pot causar 20 vegades més danys
econòmics que l’ huracà Katrina
Els Estats Units han arribat a plasmar els riscs derivats del clima espacial a nivell legislatiu amb
el “ Grid Reliability and Infrastruce Defense Act” o “H.R.5026”, on es posa en manifest la
vulnerabilitat de les xarxes elèctriques nord-americanes davant impulsos electromagnètics o
tempestes geomagnètiques. Es comenta que encara que és molt estrany que una tempesta
solar afecti la Terra a latituds com les d’Estats Units s’han de preveure els riscs de ser afectats i
que protegir tota la xarxa elèctrica costaria 100 milions de dòlars però, que si es veiés
afectada, la factura arribaria pels danys arribaria entre 1 trilió i 2 trilions de dòlars
Treball de recerca
Pàgina 31
(numerologia d’escala curta) i entre 4 i 10 anys en recuperar-se del impacte. El comitè
d’Energia i Comerç va aprovar per unanimitat de 47 a 0 vots la factura de 100 milions de dòlars
per protegir les xarxes elèctriques. La acta la podeu trobar al annex, en versió original.
Tot i així, segons la informació que hem rebut des de la NOAA (National Oceanic and
Atmospheric Administration), quan detecten una possible tempesta geomagnètica avisen les
companyies elèctriques perquè facin els procediments que creguin convenient per preparar-
se. Aquests procediments varien per cada companyia encara que acostumen ser bastants
similars, per exemple, s’encenen tots els transformadors que estan en manteniment per
repartir l’energia extra que arriba pel màxim d’unitats possibles.
Treball de recerca
Pàgina 32
Instrumentació de la pràctica
Telescopi
Un telescopi és un sistema òptic que permet veure objectes llunyans, ampliant la seva mida i
lluminositat. Normalment, ens referim a telescopis als telescopis òptics, però hi ha telescopis
per quasi tot l’espectre electromagnètic. Els telescopis són els aparells més utilitzats en
astronomia.
Els telescopis òptics estan formats per un objectiu i un ocular. L’objectiu capta la imatge d’un
objecte llunyà i l’ocular l’amplia. Hi ha tres tipus de telescopis; els refractors, reflectors i
catadiòptrics. Normalment s’utilitzen els dos primers.
Els refractors formen imatges dels objectes
utilitzant un sistema de lents convergents en les
quals la llum es refracta. La refracció fa que els
rajos es concentrin un en un punt del plànol
focal. La imatge formada per l’objectiu és la que
s’observa per la lent ocular, que actua de lupa.
Per altra banda, els reflectors tenen com objectiu un mirall còncau, tenen un segon mirall que
desvia la llum cap un costat o endarrere, permetent que
es pugui observar la imatge o detectar amb un ocular. El
primer va ser dissenyat per Isaac Newton al 1670 per
resoldre l’aberració cromàtica dels telescopis refractors,
després resolta fent servir lents acromàtiques. També és
conegut com a telescopi newtonià.
Per elaborar les observacions fetes en aquest treball s’ha
utilitzat un telescopi refractor de la marca Telescope, amb
bastants anys. Per observar el Sol, no cal un telescopi molt bo ni amb un gran objectiu ni molts
augments, amb qualsevol telescopi es pot observar el Sol, gràcies a la seva proximitat. Tot i
així, cal dir que el telescopi utilitzat s’ha quedat una mica curt, sobretot per observar els focus,
tal com es pot veure a les imatges del següent apartat, “Mètodes d’observació”. L’objectiu del
telescopi utilitzat tenia només 60mm de diàmetre.
Accessoris
Normalment, quan obtenim un telecopi se’ns
donen diversos oculars per poder obtenir diversos
augments diferents. La combinació del telescopi
amb diversos oculars poden produir imatges més
detallades o més generals, com més mil·límetres
més detallats. També pot ser que ens vingui un
objecte anomenat “barlow” que duplica els
augments. En el nostre cas, s’ha utilitzat un ocular
de 20mm. Ocular utilitzat de 20mm
Treball de recerca
Pàgina 33
Depenent del telescopi, hi ha dos tipus de muntures segons el moviment; altazimutal o
equatorial. L’azimutal permet al telescopi desplaçar-se verticalment o horitzontalment i
l’equatorial són les muntures que es mouen d’acord amb el moviments dels estels. Si
classifiquem les muntures segons el seguiment que fan hi ha tres tipus; manuals, motoritzades
i GO-TO. La diferència entre les dues últimes es
que la GO-TO busca directament l’objectiu a
observar, mentre que les motoritzades no ho
fan. Independentment, totes dues contraresten
el moviment del cel, mentre que les manuals no
ho fan. El telescopi utilitzat a la pràctica d’aquest
treball té una muntura altazimutal i manual.
A més a més, per fer la pràctica s’ha utilitzat un
filtre solar baader que ens permet veure el que
volíem observar; fàcules i, sobretot, taques solars.
Fotografia del telescopi utilitzat en
aquest treball.
Treball de recerca
Pàgina 34
Mètodes d’observació
Projecció
El mètode de la projecció consisteix en projectar la imatge del Sol sobre una pantalla blanca i
rígida. Aquest mètode té l’avantatge que es pot indicar amb precisió on es troben les taques
solars però té diversos inconvenients. Els inconvenients principals són que com a l’aire lliure no
es pot projectar a una pantalla a les fosques, les taques no es veuen tan detallades. A més a
més, és molt difícil observar fàcules i fer observacions quan hi ha turbulències. Normalment els
telescopis solars professional fan servir aquest mètode però projecten en una sala obscura.
Directe o per filtre
És el mètode amateur més utilitzat. Tracta d’observar amb un filtre Baader i a dibuixar les
taques, porus i fàcules observables en una fitxa elaborada pel propi observador. L’inconvenient
principal que té aquest mètode es que no es pot precisar exactament on es troben els
fenòmens solars sense cert marge d’error. Però té molts avantatges; la comoditat i el detall
amb que es pot observar són els dos més destacats. A més a més, hi ha un truc que ens permet
millorar la precisió dels fenòmens; tracta d’observar el Sol a través del telescopi mentre amb
l’altre ull observes on has de dibuixar dins la fitxa. Quan les dues imatges que obtens es
sobreposen, llavors marques la posició dels fenòmens més destacats, obtenint més precisió en
la localització dels fenòmens. El mètode per observació directe és el que s’ha utilitzat en
aquest treball.
Dues maneres diferents de fer projecció solar. És recomanable fer
ombra amb una cartolina com es veu a la primera fotografia.
Un telescopi Celestron de 102 mm d’obertura(dreta) i un telescopi de 60mm
d’obertura (esquerra), preparats amb filtre solar per fer observació directa.
Treball de recerca
Pàgina 35
Híbrid
És el mètode més eficaç pels observadors amateurs que no disposen d’una sala obscura per
projectar. Tracta de primer fer una observació per projecció del Sol, obtenint la localització
exacta dels fenòmens més destacables, i després utilitzar el mètode directe per acabar de
completar el dibuix. L’inconvenient és el temps que s’ha d’emprar per fer un dibuix per aquest
mètode. En el treball realitzat era impossible utilitzar aquest mètode o fer projecció solar ja
que el telescopi era de plàstic i podria haver-se fos en el cas de fer projecció.
En l’apartat titulat “ Comparació de dibuixos solars”, podem observar la diferència d’eficàcia
de cada mètode quan fem un dibuix del Sol.
Treball de recerca
Pàgina 36
Filtres solars
La funció d’un filtre es restringir el pas de certes substàncies, sons o
llum. En el cas de l’astronomia de certes longituds d’onda, per
apreciar al detall les longituds no restringides.
En el món de l’astronomia podem trobar molts filtres diferents,
nosaltres concretarem amb els filtres solars. Existeixen de diversos
tipus, cadascun amb un objectiu diferent, i cal tenir present que
sempre que s’observi el sol amb un telescopi haurem de posar un
filtre. No podem observar-lo directament, ja que els nostres ulls
patirien les conseqüències.
Uns filtres poc recomanables són els que s’enrosquen a l’ocular ja que, encara que protegeixen
de la llum solar, poden explotar degut a les altes temperatures que es concentren a l’ocular.
Aquests filtres venen normalment amb el telescopi però no són articles de qualitat, sobretot si
es vol observar el sol durant una llarga estona.
Per determinar el filtre que més s’adequa a les nostres necessitats, hem de saber que volem
observar, si farem una observació visual o fotogràfica, el que estem disposats a gastar-nos,
entre altres coses.
Generalment els aficionats utilitzen filtres de llum visible, els quals permeten veure únicament
la fotosfera, és a dir la superfície solar amb les seves taques i fàcules, anomenats de llum
blanca. Redueixen la llum solar i l’energia del sol que entra pel telescopi, la qual cosa permet
observar el sol.
Els més utilitzats són els que es situen davant l’objectiu, com els
elaborats per làmines de Mylar o Baader-Planetarium, que permeten a
l’aficionat l’oportunitat de crear-se el seu propi filtre, tal com veurem
més endavant. Les Mylar mostren la superfície solar en un to blavenc
mentres que les Baader-Planetarium en un to blanc, neutre. Les
segones són de millor qualitat i han estat utilitzades durant la primera
fase de les observacions d’aquest treball. Una altre opció semblant,
però més costosa, són els filtres de vidre òptic metalitzat.
Un altre filtre de llum blanca seria el prisma o helioscopi de Herschel,
encara que aquesta alternativa seria més cara. Consisteix en un
dispositiu amb un prisma que reflexa el 90%
de la llum del sol, absorbeix un 5 % i deixar
passar fins l’ocular l’altre 5% restant.
Requereix l’utilització d’un filtre d’ocular,
anteriorment nombrat, el qual treballaria
sense perill al estar exposat a menys calor.
Altres filtres més sofisticats permeten veure la cromosfera, la part
externa de la fotosfera. La cromosfera també és possible observar-la
durant els eclipses solars totals. Els filtres que ens permeten
Fotografia solar amb filtre
Baader-Planetarium.
Fotografia solar amb filtre
Hα.
Treball de recerca
Pàgina 37
observar-la són els d’hidrogen Alfa (Hα) que es centren en la freqüència d’emisió de la línia H
alfa (656,3 nanòmetres). Ens permeten veure els filaments, erupcions, fulguracions solars
entre altres coses. Amb aquest filtre es pot observar directament des de l’ocular sense la
necessitat d’introduir un altre filtre. Els filtres Hα mostren el sol en color vermell, ja que es
situa en la franja cap al vermell de l’espectre.
A més a més, hi ha telescopis especialitzats únicament en el sol, fabricats per una empresa
americana i encara que de gran qualitat, tenen un cost bastant elevat.
Finalment també cal recordar que en cas de no tenir cap filtre és possible observar el sol a
través de la projecció, tal com ja s’ha explicat.
Treball de recerca
Pàgina 38
Construcció d’un filtre solar
Material:
Làmina Baader
Tub de cartró o metàl·lic
Pintura negra o retolador permanent negre
Cartolina negra
Cola
Tisores
Procediment:
1- Retallem una part de la làmina baader (la mida ha
de ser una mica més gran que l’objectiu del
telescopi).
2- Enganxem el retall de la làmina baader al tub de
cartró.
3- Enganxem per sobre un full en brut per sobre de la
part enganxada de la làmina baader, per tal d’acabar
d’enganxar i que la superfície del filtre quedi
perfectament allisada.
4- A continuació, posarem una cartolina negra al voltant
del tub, perquè el negre és opac i no reflecteix la
llum.
5- Finalment, de manera opcional, podem talla el tub de cartró per disminuir la llargada
del filtre solar perquè sigui més manejable i més fàcil de posar al objectiu.
Amb la construcció d’un filtre solar podrem veure el Sol de manera segura i eficaç. Abans
d’observar directament amb el telescopi i el filtre en l’objectiu, és recomanable observar el Sol
simplement a través del filtre solar construït per assegurar-se que no té cap fissura. A més a
més, els filtres solars són molt delicats i s’han d’aturar les observacions immediatament si
trobem algun forat o fissura en el filtre, ja que ens afectaria al nostre ull.
Treball de recerca
Pàgina 39
Coordenades i efemèrides
A causa de que el desplaçament del Sol respecte el pla de la eclíptica, la inclinació del eix de la
terra respecte a aquesta i depenent del mes d’observació, l’eix del Sol estarà inclinat cap a la
dreta, esquerra, cap a davant o endarrere respecte la posició de la Terra. La eclíptica és la
corba per on transcorre el Sol des del seu moviment aparent a la Terra. Aquesta inclinació de
l’eix del Sol respecte la posició de la Terra es traduirà en canvis dels eixos dels dibuixos que
fem, per exemple, el nord del Sol en el dibuix no estarà exactament a la vertical del dibuix.
Distingirem dos casos diferents; la localització del nord, sud, est i oest, i la inclinació del Sol en
el nostre dibuix. La inclinació del Sol fa referència a que no sempre estem mirant l’equador
solar, sinó que podem veure des de més dalt, veient més l’hemisferi nord, o més avall, veient
l’hemisferi sud. Per trobar totes aquestes dades, en forma de graus, utilitzarem un programa
anomenat “Cartes du Ciel” i un document Excel de l’associació Aster. Per trobar-les només es
necessita introduir les dades següents: ciutat on es va fer l’observació, hora local de
l’observació i dia de l’observació.
Anem a descriure el procés que s’ha de fer amb un exemple; el dia 2 de Desembre de 2012, a
Barcelona i 12:00 TU, per tant, amb horari d’hivern l’hora local és una més, 13:00h.
Introduïm aquestes dades en el programa “Cartes du Ciel” i se’ns produirà un dibuix, dins
d’aquest dibuix veurem una rodona que representa el Sol. Cliquem sobre el Sol i se’ns obrirà
les dades sobre el Sol, d’aquell instant respecte el nostre lloc d’observació.
A continuació, copiem aquestes dades en un arxiu Word per veure-les amb més claredat; les
dades de tots els dies observats es troben al annex. Per exemple, ara podrem veure les dades
obtingudes el dia 2 de Desembre,amb negreta les dades que utilitzarem. Cal tenir en compte
que al passar de format, les lletres amb accents no les reconeixerà però a nosaltres nomes ens
interessen les dades.
Treball de recerca
Pàgina 40
Dia 2/12/12
Estrella
Sol
Magnitud: -26
Di?metro: 32.4 '
Distancia: 0.9858 au
?ngulo de posici?n: 15.4 (Angle P)
Inclinaci?n del Polo: 0.7 (Angle Bo)
Meridiano central: 355.7
Efem?rides: DE405
Fecha: 2012-12-02 13h00m00s
Coordenadas: Aparentes Topoc?ntricas
Aparentes AR: 07h34m 14.0s DE:+16?23' 45"
Medias de la fecha AR: 07h34m 12.1s DE:+16?23' 54"
Medias J2000 AR: 07h35m 16.9s DE:+17?08' 58" (Declinació Sol)
Ecl?pticas L: +250?43'01" B:-00?00'08"
Gal?cticas L: +356?24'26" B:+16?49'20"
Visibilidad desde su observatorio:
Barcelona 2012-12-02 13h00m00s ( CET )
Hora Universal: 2012-12-02T12:00:00 JD=2456264.00000
Hora sideral local:16h55m38s
?ngulo horario: 00h19m07s (Angle horari)
Acimut:+184?56' 51" (Azimut del Sol)
Elevaci?n:+26?25' 42" (Altura del Sol)
Orto: 7h59m Acimut+119?09'
Culminaci?n: 12h41m +26?35' (Culminació)
Ocaso: 17h22m Acimut+240?48'
D’aquestes dades podem introduir ja directament a la nostra plantilla; la culminació (12h41m,
menys una hora, 11:41 TU), l’angle Bo (0,7) i l’angle P (15,4). Si el treball s’hagués fet amb un
telescopi amb muntura equatorial, només fariem servir aquestes dades, però com que s’ha fet
servir una muntura altazimutal necessitem les altres dades en negreta. Les dades en negreta
les introduirem en el document Excel d’Aster, el qual fa servir trigonometria esfèrica per tal de
determinar el NT, nord geogràfic, el qual sumat amb l’angle P, ens portarà a saber el nord solar
Treball de recerca
Pàgina 41
del nostre dibuix. També cal saber la latitud del lloc d’observació, per exemple, Barcelona
41graus i 23 minuts.
El que nosaltres volem és el nord geogràfic o NT que en aquest cas són 4 graus. No s’ha de
tenir en compte el signe, que pot ser positiu o negatiu. Per nosaltres, el nombre serà sempre
positiu si l’observació s’ha fet abans de la culminació i negatiu si s’ha fet després. Per exemple,
en aquest cas serien -4 graus. Si sumem els -4 graus del NT més els 15,4 graus de l’angle P
(angle de posició), obtenim 11,4 graus, aquesta dada ens indica la posició del nord solar en el
nostre dibuix. Per dibuixar-lo hem de desplaçar 11,4 graus cap a la dreta, respecte la vertical,
el nord. A més a més, l’angle Bo (Inclinació del pol) que és d’uns 0,7 graus ens indica que veiem
una mica més de l’hemisferi sud. Normalment es fan servir plantilles de diferents graus per
dibuixar l’inclinació del pol però també es pot fer per trigonometria de forma molt senzilla.
Com que sabem que la variació arriba fins els 7 graus, relativament poc, podem aplicar la
següent fórmula: h/R= tg(Bo)
On h és l’altura, perpendicular al nord solar del dibuix, on arriba l’equador solar, R és el radi de
la circumferència dibuixada i Bo els graus d’inclinació solar. Si aïllem l’h tenim una equació en
DETERMINACIÓ DE L'ANGLE QUE FORMEN AL SOL LES DIRECCIONS
AL NORD (Pol Nord) I AL ZENIT
Entrada de dades
signe graus minuts
rads
Declinació del Sol
17 8
0,29903308 Latitud del lloc
+ 41 23
0,72227542
Azimut del Sol
184 56
3,22769556 Altura del sol
26 52
0,46891179
hores minuts
Angle horari Sol
0 19
0,08290314
Calcul sin AH x sin NZ / sin ZS sin a
0,069649
a (radians)
0,069706
a (graus) 4
Calcul sin NZS x sin NZ / sin NS sin a
0,06752
a (radians)
0,067571
a (graus) 3,9
Representació invertida al full dibuix (S/N) N
Versió 2.-18.6.07
Treball de recerca
Pàgina 42
funció de Bo que ens permet calcular els centímetres de l’altura. Com que és una mica
rebuscat tot això, anem a veure el dibuix del dia 2/12/12 que ens mostra tot això.
Si sabem que el Bo és 0,7 llavors, h=R·tg(0,7) on R és 69,5mm, per tant, h és 0,85mm. Com que
la h és totalment inapreciable no cal que dibuixem una corba d’est a oest, sinó que hem
marcat on està el punt h i hem fet una recta. Aquesta recta ens permet distingir entre
hemisferi nord i sud. Quan més gran és l’angle Bo més apreciable és la forma de corba, però
amb valors tan petits es quasi indistingible d’una recta.
Els valors Bo, P, NT i la Culminació s’han de posar en les plantilles de les observacions que fem.
Treball de recerca
Pàgina 43
Condicions d’observació Depenent del dia de l’observació solar tindrem millors o pitjors condicions, a causa de les condicions de l’atmosfera, les quals afecten l’observació i distorsionen l’imatge . Les condicions d’observació es mesuren valorant la netedat i moviment de l’imatge (escala Kiepenheuer) o pel número d’augments que ens permet tenir una visió neta. Les condicions d’observació varien segons les turbulències de l’atmosfera terrestres segons el lloc i el dia. També s’ha de tenir en compte dues coses; el vent pot fer inviable l’observació i els núvols, boira o pluja també. Per tant, el nombre d’observacions que es fan durant els mesos de bon temps, l’estiu, són més que en els mesos de mal temps, com a la tardor o hivern. S’ha de tenir en compte que les notes que es posen en les condicions d’observació són parcialment objectives ja que depenen molt del observador i de la seva valoració. Com podrem veure en les observacions fetes en aquest treball no s’han seguit estrictament aquestes normes per determinar les condicions d’observació. Els criteris observats a les observacions han estat més objectius i encara que coincideixen més o menys amb la netedat de l’imatge, moviment i seeing, dintre d’aquests paràmetres les notes donades són objectives. Per tant, pot ser que la condició otorgada sigui “Bona” i la otorgada per altres, entre ells observatoris professionals, sigui més alta o més baixa. La netedat de l’imatge és la definició amb que s’observa el Sol, és a dir el què es pot veure i amb la claredat que es veu. Es té en compte amb quina precisió es pot veure la granul·lació, l’ombra i la penombra. El moviment de l’imatge tracta sobre el moviment, o podríem dir les ondulacions, que fa l’imatge en el limbe. El seeing astronòmic té en compte la quantitat d’augments amb els que és observable, correctament, el Sol. Amb més augments, menys precisió hi ha davant d’una observació.
NETEDAT DE L’IMATGE
Ex Visible alguna estructura a les grans ombres (grànuls). Estructures molt fines a la penombra.
Ex- Estructures fines a la penombra. Granulació molt definida.
MB Alguna fina estructura a la penombra y a les divisions ombra -penombra y fotosfera - penombra. Granulació molt definida.
B Estructura de granulació visible. Clara divisió entre ombra, penombra i fotosfera però sense estructures fines.
Suf+ La granulació és visible quan es desplaça l’imatge solar. Poc contrast a la divisió ombra - penombra.
Suf No es visible la estructura granular. Difícil separació entre ombra y penombra.
Suf- Ombra y penombra només distingibles a las grans taques. No és visible la estructura granular.
I Ombra y penombra distingibles només a les taques molt grans.
I Ombra y penombra es confonen.
Treball de recerca
Pàgina 44
MOVIMENT DE L’IMATGE
Ex No es visible cap moviment ni al limbe ni al disc.
MB Moviment de l’imatge (agitació al limbe) menor o igual a 0,5".
B Moviment al limbe entre 1" y 1,5". Dèbils ondulacions. Moviment a les taques pràcticament imperceptible.
Suf+ Moviment al limbe de 2" a 2,5" visible també a les taques. Ondulacions en el limbe solar.
Suf Moviment de l’imatge entre 3" y 3,5". Fortes ondulacions en el limbe.
Suf Moviment de 4" a 5".
I Moviment de 6" a 7".
I Moviment de 8" a 10".
I Moviment de més de 10".
SEEING ASTRONÒMIC
I Cel torbat que no permet l’observació ni a augments baixos.
Suf Només és possible observar a augments baixos que produeixen imatges clares i estables.
B Es pot utilitzar fins la meitat del augment utilitzable pel telescopi.
MB Augments mitjans produeixen imatges clares i estables. La visió a augments grans és bastant bona, encara que hi ha turbulències.
Ex Pràcticament qualsevol augment utilitzat produeix imatges clares i estables.
Treball de recerca
Pàgina 45
Comparació de dibuixos solars
A continuació veurem la comparació de dibuixos solars de diverses maneres. Els dibuixos solars
estan enumerats per fer més fàcil la comprensió de les comparacions, podem trobar els
dibuixos solars al annex1, làmines d’observació solar, i tots són del dia 2/12/2012. El telescopi
utilitzat per les observacions 1 i 2 és un telescopi de 60mm i un ocular de 20mm, mentre que
per les observacions 3 i 4 s’ha utilitzat un telescopi Celestron de 102mm d’obertura. El dia
2/12/12 va haver-hi molta turbulència i condicions insuficients. L’observació 1 es va fer a les
10:30 TU, mentre que les restants es van fer a les 12:00 TU, amb un petit marge d’error.
L’observació 1 i 2 estan fetes amb observació directa, la 3 amb projecció i la 4 fent servir el
mètode híbrid.
Es pot observar, la posició de les taques entre el dibuix 1 i 2 a variat, encara que mínimament,
a causa del canvi d’hora, per més informació de la causa d’aquest moviment mirar l’apartat
“Coordenades i efemèrides”. Si comparem la 2, 3 i 4 podem veure que l’ordre de netedat i
perfecció va de 4>2>3, això es deu a dues causes. La primera que l’observació 3 va ser feta per
mètode de projecció, empitjorant la qualitat de la imatge exageradament, mentre que les
altres dues van ser o feta o perfeccionada amb el mètode directe. Recordem que la 4 va ser
feta pel mètode híbrid. La segona és simplement el telescopi, la imatge que produeix la 2 és
pitjor que la 4 perquè els augments i qualitat del telescopi emprat a la 4 és millor. A més a
més, si comparem la localització de les taques més importants podem veure que la 3 i 4 son
idèntiques mentre que la 2 està una mica desplaçada a causa de l’error per no fer-ho a partir
d’una projecció.
Treball de recerca
Pàgina 46
Estudi de les taques i classificació
Les taques neixen a partir de focus i es van desenvolupant. Algunes acaben desapareixent en
pocs dies però hi ha altres que tenen una vida més llarga. Tot i així, les taques acostumen a
seguir un patró pel que fa al seu desenvolupament. A la il·lustració de continuació podeu
observar el desenvolupament complert d’una taca depenent del seu dia, encara que la majoria
de taques no arriben a fer un desenvolupament complert similar al de la il·lustració i es
queden de camí.
A més a més, quan observem el Sol també podem classificar les taques segons l’aspecte que
tinguin:
Consisteix en un esquema de tres lletres. La primera es refereix a l’aspecte de les taques, la segona al tamany de les taques i ombres i la tercera a la distribució de les taques dins del grup..
Treball de recerca
Pàgina 47
CLASIFICACIÓN DE McINTOSH
A Unipolar sense penombra.
B Bipolar sense penombra.
C Bipolar amb penombra en un pol.
D Bipolar amb penombra als dos pols (>10º).
E Bipolar amb penombra als dos pols (10º-15 º).
F Bipolar amb penombra als dos pols (<15º).
H Unipolar amb penombra.
TAMANY PENOMBRES
x Sense penombra.
r Penombra petita i rudimentària.
s Penombra circular al voltant de la taca de menys de 2,5º.
a Penombra amb filaments de menys de 2,5º.
h Penombra circular al voltant de la taca de més de 2,5º.
k Penombra amb filaments de més de 2,5º.
DISTRIBUCIÓN DE LAS MANCHAS DENTRO DEL GRUPO
x Taca única.
o Grup amb dos polaritats totalment dividides.
i Grup amb dos polaritats parcialment dividides, es poden veure taques entre les dos polaritats.
c Grup amb dos polaritats indistingibles, hi ha taques amb penombra o un número de focus considerable entre les dues polaritats.
L’activitat solar es mesura amb el nombre de Wolf. La fòrmula és W= K (10·G) +F, on k és un factor que en els observadors amateurs és 1, G és el nombre de grups que hi ha i F el nombre de focus. Per exemple:
En les observacions d’aquest treball de recerca també
s’ha posat la classificació de la NOAA, la qual posa un
número a cada grup de taques i la de Zurich la qual és la
que anteriorment es feia servir i seria semblant a la
primera lletra de la classificació de McIntonsh.
Treball de recerca
Pàgina 48
Explicació plantilla particular
La següent plantilla és la que s’ha fet servit en aquest treball per apuntar els resultats
obtinguts de l’observació del Sol.
Elements que hi apareixen:
· Lloc d’observació: ens permet saber la latitud i longitud del lloc d’observació.
· Data i TU(temps universal): situa l’observació en el temps.
· Instrument d’observació: permet al lector saber la precisió de l’observació, indicant el
telescopi que s’ha fet servir.
· Mètode d’observació: ens indica com s’ha fet el dibuix de l’observació.
·Classificació de les taques: Ens classifica les taques que es poden observar en el dibuix. Hi ha
tres columnes; NOAA, McIntosh i Zurich. La tercera no s’ha fet servir perquè es considera que
la de McIntosh aporta la mateixa informació ampliada.
· Nombre focus, nombre grups i nombre Wolf: Aquests nombres ens permeten saber la
quantitat d’activitat solar que hi havia en el moment de l’observació, els dos primers
determinen el tercer. A més, estan separats pel nombre al nord i al sud.
· Localització taques: Aquest apartat està obert per si algun lector vol localitzar les taques en el
Sol. Tot i així, no s’han posat les dades en les plantilles solars degut a la dificultat i el gran error
de mesura que hi ha per localitzar-les en el nostre dibuix, és més recomanable i exacte buscar
la posició a la web d’un observatori professional.
· Condicions d’observació: Depenen del dia i varien segons les turbulències de l’atmosfera, els
núvols i el vent principalment.
· Temperatura: Vol representar la temperatura mitjana a Catalunya en aquell dia, cercar a la
pàgina del servei meteorològic de Catalunya, es pot trobar un gràfic a l’apartat de conclusions
de les observacions.
· N.T, Bo, P, Culminació: Són les dades efemèrides que ens permeten determinar l’angle
desplaçat del dibuix solar fet.
*El diàmetre del dibuix són
139mm ja que així cada
mil·límetre representa
10.000km aproximadament.
Treball de recerca
Pàgina 49
Observacions solars pròpies
Les observacions solars que s’han elaborat en aquest treball i que van del 17/06/12 al
18/08/12 es poden consultar a l’annex 1. Els resultats de les observacions ens han permès
observar diferents coses. Una de les primeres coses que es poden observar és l’efecte wilson,
es pot veure claríssimament que taques semblants no tenen la mateixa forma quan s’apropen
al limbe. També podem detectar la rotació diferencial, encara que necessiten grups que
parteixin de longituds semblants i podrem veure que el que està més allunyat de l’equador
solar es mou més lent. L’evolució de les taques és un altre del fenòmens que s’han pogut
estudiar en aquest treball, fins i tot i ha hagut algun cas on un grup ha aconseguit donar una
volta sencera al Sol i l’hem tornat a detectar. També hem vist que la polaritat de les taques té
un paper destacat i que la majoria de grups eren bipolars. Finalment, hem estudiat el nombre
de Wolf i hem acabat fent un gràfic dels 6 mesos observats on es possible veure la variació de
l’activitat solar. S’ha de dir que el gràfic té un error relatiu elevat degut al material
d’observació i la poca experiència de l’observador, no obstant segueix una tendència semblant
a altres observadors amateurs amb petites diferències.
Gràfic de Wolf (Sud, Nord i Total) amb les dades extretes de les plantilles d’observació:
Dia Wolf S
Wolf N
Wolf T Condicions Insuficient=1
17/06/2012 27 0 27 3 Suficient=2 18/06/2012 34 13 47 1 Bé/Moltbé=3 19/06/2012 13 0 13 1
20/06/2012 14 0 14 1 21/06/2012 12 11 23 1 22/06/2012 0 13 13 2 23/06/2012 0 13 13 2 24/06/2012 11 12 23 2 25/06/2012 17 0 17 1 26/06/2012 29 0 29 2 27/06/2012 28 24 52 3 28/06/2012 35 18 53 2 29/06/2012 52 39 91 2 30/06/2012 51 33 84 2 02/07/2012 59 65 124 2 03/07/2012 56 53 109 2 04/07/2012 54 52 106 2 05/07/2012 57 55 112 2 06/07/2012 96 35 131 1 07/07/2012 73 36 109 2 08/07/2012 60 32 92 2 09/07/2012 54 26 80 2 10/07/2012 55 0 55 2
Treball de recerca
Pàgina 50
11/07/2012 51 0 51 2 12/07/2012 78 0 78 1 13/07/2012 65 17 82 2 14/07/2012 70 17 87 1 15/07/2012 83 14 97 3 16/07/2012 78 15 93 1 17/07/2012 75 12 87 1 18/07/2012 56 0 56 2 19/07/2012 43 0 43 2 20/07/2012 28 0 28 2 21/07/2012 16 0 16 1 22/07/2012 28 0 28 3 23/07/2012 28 11 39 2 24/07/2012 34 11 45 3 25/07/2012 35 14 49 3 26/07/2012 51 28 79 1 27/07/2012 60 26 86 2 28/07/2012 66 39 105 3 29/07/2012 60 35 95 2 30/07/2012 71 40 111 3 31/07/2012 59 25 84 3 01/08/2012 65 37 102 2 02/08/2012 62 48 110 3 03/08/2012 89 52 141 2 04/08/2012 75 27 102 3 05/08/2012 69 38 107 2 06/08/2012 54 23 77 2 07/08/2012 56 39 95 2 08/08/2012 63 32 95 2 09/08/2012 76 38 114 2 10/08/2012 76 38 114 1 11/08/2012 85 15 100 2 12/08/2012 50 16 66 2 13/08/2012 36 17 53 1 14/08/2012 13 18 31 1 15/08/2012 12 34 46 1 16/08/2012 0 42 42 2 17/08/2012 0 44 44 3 18/08/2012 0 41 41 1 19/08/2012 13 60 73 1 20/08/2012 25 51 76 2 21/08/2012 23 53 76 1 22/08/2012 22 50 72 2 23/08/2012 22 48 70 2 24/08/2012 22 40 62 2 25/08/2012 23 43 66 2
Treball de recerca
Pàgina 51
26/08/2012 24 33 57 2 27/08/2012 24 45 69 1 28/08/2012 23 63 86 2 29/08/2012 15 53 68 2 31/08/2012 63 43 106 1 01/09/2012 72 60 132 1 02/09/2012 75 37 112 1 03/09/2012 63 78 141 1 04/09/2012 80 64 144 1 05/09/2012 84 61 145 1 06/09/2012 45 29 74 1 07/09/2012 44 13 57 1 10/09/2012 36 25 61 1 11/09/2012 47 12 59 2 12/09/2012 57 23 80 1 13/09/2012 37 11 48 2 14/09/2012 33 11 44 2 15/09/2012 30 23 53 2 16/09/2012 32 24 56 3 17/09/2012 43 11 54 2 21/09/2012 50 54 104 1 24/09/2012 24 58 82 2 25/09/2012 47 105 152 1 30/09/2012 37 71 108 2 01/10/2012 41 34 75 3 02/10/2012 50 25 75 3 03/10/2012 56 0 56 3 04/10/2012 56 0 56 3 05/10/2012 51 13 64 2 06/10/2012 40 0 40 1 07/10/2012 49 0 49 2 08/10/2012 28 14 42 2 09/10/2012 42 26 68 2 13/10/2012 36 53 89 2 14/10/2012 22 55 77 2 15/10/2012 36 66 102 3 16/10/2012 56 83 139 1 17/10/2012 50 50 100 3 21/10/2012 40 49 89 2 23/10/2012 38 42 80 3 24/10/2012 31 40 71 3 27/10/2012 29 43 72 2 28/10/2012 47 14 61 2 29/10/2012 39 25 64 3 31/10/2012 41 13 54 2 01/11/2012 36 11 47 2
Treball de recerca
Pàgina 52
02/11/2012 34 0 34 2 05/11/2012 24 42 66 1 06/11/2012 48 26 74 2 07/11/2012 36 24 60 3 08/11/2012 35 35 70 2 10/11/2012 45 28 73 2 12/11/2012 63 81 144 3 15/11/2012 39 67 106 3 16/11/2012 53 71 124 3 19/11/2012 23 98 121 3 20/11/2012 22 49 71 3 22/11/2012 23 51 74 3 23/11/2012 13 58 71 2 24/11/2012 14 55 69 1 29/11/2012 24 44 68 3 30/11/2012 23 52 75 2 01/12/2012 0 52 52 2 02/12/2012 0 50 50 1 03/12/2012 0 59 59 1 04/12/2012 12 55 67 1 05/12/2012 12 66 78 2 06/12/2012 0 27 27 2 07/12/2012 0 22 22 2 08/12/2012 0 34 34 1 09/12/2012 0 36 36 1 10/12/2012 0 31 31 2 13/12/2012 0 70 70 1 15/12/2012 26 32 58 1 16/12/2012 27 43 70 1 17/12/2012 25 23 48 1 18/12/2012 11 26 37 1
0
20
40
60
80
100
120
Wolf Sud
Wolf Sud
Treball de recerca
Pàgina 53
Si comparem aquest gràfic amb altres gràfics del número de Wolf es pot assegurar que no
estem en un mínim solar, però la qüestió seria; estem en un màxim solar fluix o encara no hem
arribat al màxim? A l’apartat entrevistes ens resolen aquest dubte.
0
20
40
60
80
100
120
Wolf Nord
Wolf Nord
0
20
40
60
80
100
120
140
160
Wolf Total
Wolf Total
Treball de recerca
Pàgina 54
Entrevista Jesús Blanco, soci d’Aster i observador del Sol amateur. Des de quan és aficionat a l’astronomia? Per què?
Desde niño. El momento decisivo fue la llegada del hombre a la Luna.
Quan porta com a membre d’Aster? Quins beneficis té formar part d’una associació d’astronomia com Aster?
Fui miembro desde , aprox.. 1982 a 1998. Cesé por motivos personales y, ahora, miembro desde 2005. Los beneficios vienen dados y se resumen en una palabra: compartir. Esto, siempre enriquece. Hay una frase, atribuida a Argelander, por lo que se aplica a la observación de estrellas variables, pero pienso que es perfectamente extrapolable: “La única observación que no sirve para nada es la que guardamos en el cajón y no comunicamos”.
Què acostumava a observar abans i què observa ara? Quan fa que observa el Sol?
PRIMERO DE TODO Y FUNDAMENTAL: AL SOL NO SE LE PUEDE OBSERVAR SIN PROTOTECCIÓN ADECUADA NI UN INSTANTE, O TENDREMOS DAÑOS IRREPARABES EN LA VISTA.
En la primera etapa, durante un tiempo formé parte del grupo de exobiología. El proyecto Viking estaba muy presente por entonces. Continué como miembro y aficionado pasivo, y desde la reincorporación y casi inmediatamente, observo el Sol. También hago observación visual de estrellas variables. Quantes hores li dedica a aquesta afició, setmanalment? Es difícil de precisar, pues depende de la actividad del Sol, de la meteorología y alguna otra circunstancia. Diría que, entre preparar, observar, marcar, dibujar, recontar, clasificar y compartir, unas ocho horas semanales. Sobre quina hora acostuma a observar el Sol? Per què?
Hacia las 14,30, hora de reloj, por disponibilidad de ese tiempo.
Quins filtres acostuma a utilitzar per observar el Sol?
Observo en visual y con filtro de luz blanca, con la lámina aluminizada de Baader. Añado un filtro de color amarillo en el ocular para resaltar detalles.
Quin mètode fa servir per observar? (projecció, observació directa o mixta)
Normalmente, observación directa. Cuando dispongo de tiempo, procuro proyectar y marcar para tener algo más de precisión en la posición de los grupos de manchas y su tamaño, pero el dibujo lo hago de forma directa.
Com qualificaria el cel de Barcelona per observar el Sol? Per què?
Para observar el Sol, necesitamos quitarle luz, por lo que influyen las condiciones atmosféricas, más que las propias de Barcelona. Salvo que haya mucha contaminación, es poco relevante. Incluso con nubes, si son transparentes, que permiten que haya sombra, se puede observar.
Actualment, què creu que està passant amb l’activitat solar? (Estem en un màxim solar, ja l’hem passat...) Per què?
Es una incógnita. Este año, 2013, y teóricamente, corresponde llegar al máximo del ciclo solar actual, el 24, que comenzó con grupos de manchas en latitudes anormalmente bajas, quizás propias de mediados de ciclo. Hace algunos días estamos observando la coexistencia de tres bandas de manchas, actividad magnética, en tres latitudes: altas (propias de un inicio de ciclo), medias (acordes con la fase media del ciclo 24) y bajas (propias de un final de ciclo). El Sol tiene unos 5.000 millones de años y su observación sistemática sólo unos 200 años… Tendremos que seguir atentos.
Sabem, que tenen un nou projecte entre mans en el qual es vol observar les fàcules amb un filtre especialitzat, ens podria explicar de que tracta el projecte? Quin filtre és i què fa?
Treball de recerca
Pàgina 55
Bien. Para las fáculas cromosféricas (playas) tenemos el filtro de Hidrógeno-alpha y con mejores detalles el de Calcio-K y en todo el disco solar visible. Las fáculas fotosféricas entrañan más dificultad porque sólo (con excepciones) se ven cerca de los bordes este y oeste del Sol. La intención es verlas con más detalle (ya se ven con la lámina aluminizada de Baader y, mejor con caja oscura, en proyección), ampliando, de ser posible, el área de visión (actualmente sólo 2/3 del disco solar visible y en el mejor de los casos), proporcionar más estadísticas sobre ellas (no hay muchas), relacionarlas con los grupos de manchas y las cromosféricas con las fotosféricas. Bueno, primero, recoger datos. Después… La mejor forma de llevarlo a cabo, aún la estamos estudiando, pues también parece depender del equipo observacional de cada observador. Des de que vostè observa el Sol, segurament ha pogut observar diferents fenòmens i ha pogut extreure conclusions de les seves pròpies observacions, quines són les conclusions més destacables que ha pogut extreure? (Per exemple, segurament ha pogut observar l’efecte Wilson, la latitud on es desenvolupen les taques depenent del moment del cicle, la variació del nombre Wolf, etc). Al observar con montura acimutal, fue emocionante comprobar que estaba equivocado al considerar que la rotación de campo era de 15º/hora (360º/24h). Desde entonces y con la preciada ayuda de un compañero de afición determino el norte geográfico del Sol, según la hora de observación, en base a una fórmula de trigonometría esférica. El efecto Wilson, es muy bonito, sobre todo cuando se puede apreciar la umbra hundida al fondo de un muro (penumbra). También fue interesante observar la fragmentación de una mancha (parece que debido a que las dos polaridades magnéticas estaban en la misma mancha), la rotación diferencial del Sol, que el ciclo actual comenzaba con grupos en latitudes poco altas y que, hasta ahora, tampoco estamos teniendo grupos de manchas grandes e importantes (hemos tenido números de Wolf relativamente altos, pero con un número de Beck más bien bajo). Y, actualmente, parece que tengamos tres ciclos solares en uno. Què opines sobre el món aficionat de l’astronomia? I el seu futur? (Opinió personal) Quina relació hi ha entre l’astronomia professional i amateur en general? I respecte l’astronomia solar? El mundo de la afición a la astronomía es apasionanante. A pesar de la contaminación lumínica, que afecta (y mucho) a la observación nocturna, siempre habrá algo que admirar, estudiar y por lo que sentirnos una nimiedad dentro del Universo al que pertenecemos. Gracias a los avances tecnológicos, cada vez de forma más profesional, pero sin olvidar el, digamos, aspecto romántico, que es el que mueve el interés por algo. Por otro lado, este campo de la ciencia es de los pocos en que aficionados (dentro de sus posibilidades) y profesionales colaboran abiertamente. A principi de Gener, s’han vist taques a diferents latituds, quina creu que podria ser la causa d’aquest estrany fenòmen? Por ahora no sabemos la causa, tenemos que seguir observando para ver si podemos sacar
conclusiones, que entiendo que corresponden al campo de los profesionales.
Treball de recerca
Pàgina 56
Entrevista José Muñoz, soci d’Aster i observador del Sol amateur.
Des de quan és aficionat a l’astronomia? Per què?
Soy aficionado desde los 15 años, actualmente tengo 55 o sea que llevo una buena pila de años en esto, siempre me ha gustado la astronomía y temas relacionados.
Quan porta com a membre d’Aster? Quins beneficis té formar part d’una associació d’astronomia com Aster?
Soy miembro de Aster desde 1991, los beneficios son el contacto directo con otros compañeros de afición, se aprende mucho más que en un contacto puramente virtual.
Què acostumava a observar abans i què observa ara? Quan fa que observa el Sol?
Al principio mi interés era la observación visual y general de todo tipo de objetos astronómicos, incluido el sol pero sin una especialización expresa y siempre en luz integral, solo desde el año 2005 me dedico a la fotografía del sol especializado en la banda del hidrogeno alfa.
Quantes hores li dedica a aquesta afició, setmanalment? Contando el tiempo de capturas y el procesado de las imágenes unas 30-40 horas semanales, a veces mas pues ahora estoy empezando con los satélites artificiales.
Sobre quina hora acostuma a observar el Sol? Per què?
A lo largo de la mañana pues es cuando da en mi terraza, tengo orientación este-sur y tengo tapado el oeste.
Quins filtres acostuma a utilitzar per observar el Sol?
Filtros de hidrogeno alfa.
Quin mètode fa servir per observar? (projecció, observació directa o mixta)
Ninguna de ellas, solamente observación fotográfica.
Com qualificaria el cel de Barcelona per observar el Sol? Per què?
La ventaja que tenemos los observadores del sol es que no estamos afectados por la contaminación lumínica como les ocurre a los observadores nocturnos, por eso Barcelona es tan buena para hacer observación del sol como cualquier otro sitio.
Des de que vostè observa el Sol, segurament ha pogut observar diferents fenòmens i ha pogut extreure conclusions de les seves pròpies observacions, quines són les conclusions més destacables que ha pogut extreure? (Per exemple, segurament ha pogut observar l’efecte Wilson, la latitud on es desenvolupen les taques depenent del moment del cicle, la variació del nombre Wolf, etc). Mi especialidad en la observación del sol es exclusivamente fotográfica, no hago estadísticas del número de wolf ni otros fenómenos solares, me limito solo a la fotografía del sol. Què opina sobre el món aficionat de l’astronomia? I el seu futur? (Opinió personal) Quina relació hi ha entre l’astronomia professional i amateur en general? I respecte l’astronomia solar? Creo que nuestra afición es de las que mas están conectadas el mundo profesional y aficionado, siempre ha habido gran colaboración entre los dos mundos.
Treball de recerca
Pàgina 57
Conclusions
En aquest treball de recerca hem pogut veure de que tracta l’activitat solar, amb les seves
causes i conseqüències.
El primer que hem vist a la part més teòrica del treball és que el Sol és una estrella poc
coneguda astronòmicament, és a dir, el Sol té molts misteris encara no descoberts i per tant,
quan parlem d’activitat solar sempre poden haver-hi dubtes de les seves causes i les
conseqüències que té. Tot i així, s’ha de remarcar que cada vegada coneixem millor el Sol.
Pel que fa als efectes de l’activitat solar, s’han de tenir molt presents a l’actualitat ja que ara
estem en un màxim solar. En el treball hem vist que la radiació solar que arriba a la Terra
depèn de diversos factors, entre ells el Sol i la quantitat de radiacions que emet, però també la
posició i inclinació de la Terra respecte el Sol.
Ens podem qüestionar com ens afecta aquesta radiació a la Terra i la resposta és que de
diverses maneres. Per exemple, els canvis considerables de temperatura que han esdevingut al
llarg de la història de la Terra han estat provocats majoritàriament a causa de la quantitat de
radiació que ens arriba. Altres factors que podrien influenciar, com les erupcions volcàniques,
no tenen cicles definits que es van repetint i, per tant, no es tenen en compte per tal de
determinar les variacions de temperatura a la Terra al llarg de la història.
En aquest treball s’ha observat que una causa menys coneguda en l’escalfament global podria
tenir més pes del que se li dona actualment i que, fins i tot, podria ser la causa principal
d’aquest problema, a diferència del consens actual que defensa que l’escalfament global ha
estat causat per l’efecte hivernacle i les nostres emissions de CO2. Els arguments que es poden
trobar a l’apartat activitat solar ens condueixen a pensar que el canvi climàtic actual té els seus
orígens en un fenomen natural com és l’augment de radiació solar.
Per altra banda, l’activitat solar té un gran impacte en la tecnologia humana. Sobretot es
produeixen situacions d’alt risc per la tecnologia quan es produeix una CME. Els impactes
econòmics que podria causar una tempesta solar perfecte al món són immensos i per això
molts països s’estan preparant per la situació, com es pot observar a la legislació dels EUA. Cal
dir que tot i les inversions fetes per protegir les xarxes elèctriques i els protocols de les
empreses energètiques en cas d’alarma, és impossible assegurar que no hi hauria danys
irreversibles ja que dependria en gran mesura de la intensitat de la CME. Com a conclusió per
aquest apartat, cal remarcar el treball que estan duent a terme països com els EUA, però s’ha
de destacar que altres països no estan finançant aquests projectes, com el cas d’Espanya on,
segons el departament de protecció civil i emergències, la latitud on ens troben fa que ser
afectat per tempestes solars sigui bastant insòlit. Tenen raó en destacar que a aquestes
latituds les tempestes que poden afectar les xarxes elèctriques són bastant insòlites, però cal
recordar que la tempesta solar de Carrington va arribar a afectar latituds com Hawaii i
Panamà. Tot i així, és comprensible que en temps de crisi no s’inverteixi en projectes com
aquests, els quals tractarien d’invertir en empreses privades.
Si observem la part pràctica del treball el primer que podem observar es que s’han aconseguit
bons resultats sense amb un gran telescopi. La primera conclusió remarcable de la part
Treball de recerca
Pàgina 58
pràctica és que es pot observar el Sol amb quasi qualsevol telescopi. Com millor sigui el
telescopi més detalls es poden veure, com es pot observar a l’apartat “Comparació de dibuixos
solars”. Observar el Sol és una activitat molt assequible ja que un mateix es pot elaborar el seu
propi filtre solar amb una làmina Baader, que no deixa passar la gran lluminositat del Sol. Hem
vist també que el mètode més precís per observar és el mixte, encara que requereixi més
temps i amb alguns telescopis, com el fet servir per aquest treball, sigui inviable. Pel que fa a
les condicions d’observació de Barcelona ciutat, podem treure com a conclusió que són molt
dolentes. A l’estiu, el bon temps fa que es pugui observar la majoria de dies el Sol però la
tardor i el hivern dificulten molt l’observació diària. A més la turbulència de Barcelona també
és considerablement més dolenta que llocs allunyat de les gran ciutats. Si aquest treball
hagués estat realitzat a un poble i a una altura més alta, les condicions d’observació serien
millors i hi hauria més dies observats.
Pel que fa a les observacions fetes, hem pogut veure diferents coses. L’efecte Wilson,
l’evolució de les taques, les latituds( 10-25o Nord o Sud dels 6 mesos observats) de les taques
que estem en el mig d’un cicle solar, la rotació diferencial i la variació del nombre de Wolf són
les coses més destacables que s’han pogut observar. Tot i així, 6 mesos no són suficients per
treure conclusions fiables però si que es pot confirmar fenòmens que ja coneixíem.
El gener de 2013 s’han vist taques a diferents latituds, algunes latituds pròpies de altres
moments del cicle solar, això ens porta a pensar que aquest cicle no ha arribat encara al seu
màxim i que com ja estava previst arribarà aquest any. També ens obre la possibilitat
d’intentar respondre el perquè de l’aparició de taques a diferents latituds (baixes, mitjanes i
altes), però és un tema a tractar per professionals.
Personalment, crec que és molt important al iniciar-se a l’observació solar tindré alguna
persona o associació que et recolzi i t’ensenyi a observar adequadament. En el meu cas,
l’associació Aster em va proporcionar molta ajuda, inclús deixant-me fer servir el document
Excel fet servir al apartat “Coordenades i efemèrides”, el qual té una física massa avançada per
un alumne de batxillerat. A més un observador amateur de l’associació, en Jesús Blanco, va ser
de gran ajuda i va resoldre tots els dubtes que em sorgien al començar a observar.
Treball de recerca
Pàgina 59
Bibliografia
Plantilla amb graus sol (11/09/12)
ftp://howard.astro.ucla.edu/pub/obs/stonyhurst_disks
Activitat solar- tormentes magnètiques (11/09/12)
http://actualidad.rt.com/ciencias/view/45908-Actividad-solar-en-su-m%C3%A1xima-potencia-
ola-de-tormentas-magn%C3%A9ticas-%E2%80%98atacar%C3%A1%E2%80%99-Tierra
Tormentes solars i aurora boreal (11/09/12)
http://www.leycosmica.org/profiles/blogs/aurora-boreal-espana-2012-consecuencias-de-las-
tormentas-solares
Tot relacionat amb la part pràctica (11/09/12)
http://www.astrosurf.com/obsolar/inicio.html
Part pràctica, fitxes I dibuixos professionals (11/09/12)
http://sidc.oma.be/LatestSWData/LatestSWData.php
Part pràctica, fitxes, dibuixos i estadistiques nombre taques (11/09/12)
http://obs.astro.ucla.edu/cur_drw.html
Pàgina NASA sobre el sol amb notícies etc… (dues pàgines) (11/09/12)
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
http://sdo.gsfc.nasa.gov/
Part pràctica, fotografíes de les taques (11/09/12)
http://www.spaceweather.com/
Filtres solars (12/09/12)
http://www.astrosurf.com/juliocesar/solar.htm
Telescopis solars professionals (12/09/12)
http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_solar
Part pràctica tot i filtres (12/09/12)
http://www.astrogea.org/divulgacio/sol_intro.htm
Filtres, observacions I taques (12/09/12)
http://www.astrosabadell.org/php/pdf/en/instruc_sol.pdf
Treball de recerca
Pàgina 60
Filtres (12/09/12)
http://www.aaa.org.uy/?p=1326
http://www.fractovia.org/astronotas/Articulos_observacion/sol.htm
Fotografies (12/09/12)
http://www.google.es/imgres?q=sol+filtro+baader&um=1&hl=es&sa=N&biw=1280&bih=709&
tbm=isch&tbnid=8dlReaSw9XPwYM:&imgrefurl=http://elguiadelcielo.blogspot.com/2011_11_
01_archive.html&docid=TwizVw0H-VMJCM&imgurl=http://2.bp.blogspot.com/-
zpVSyGDpdKs/TrbJj2NKnPI/AAAAAAAAAr8/32m6KctFEDM/s1600/2011_11_06.jpg&w=852&h=
819&ei=oNpPUIvQCOax0AX7lYGoAw&zoom=1&iact=hc&vpx=1010&vpy=320&dur=1174&hovh
=220&hovw=229&tx=102&ty=107&sig=113208794306477417843&page=1&tbnh=166&tbnw=
177&start=0&ndsp=15&ved=1t:429,r:9,s:0,i:101
http://www.google.es/imgres?q=sol+filtro+H+alfa&um=1&hl=es&biw=1280&bih=709&tbm=is
ch&tbnid=hetB5Wkw9i9aEM:&imgrefurl=http://www.planetario.gov.ar/astro_sol.html&docid
=LL3m1MikAuYBKM&imgurl=http://www.planetario.gov.ar/fotos%252520astrociencia/sol_1_s
eptiembre_2012_1.jpg&w=800&h=533&ei=tNpPUO-
jCuOm0QXG14HQBQ&zoom=1&iact=hc&vpx=195&vpy=311&dur=2724&hovh=183&hovw=275
&tx=217&ty=90&sig=113208794306477417843&page=2&tbnh=161&tbnw=225&start=15&nds
p=20&ved=1t:429,r:15,s:15,i:168
http://www.google.es/imgres?q=solarmax+telescope&um=1&hl=es&sa=N&biw=1280&bih=63
0&tbm=isch&tbnid=MvJfbsc1r8UEbM:&imgrefurl=http://www.meade.com/product_pages/co
ronado/scopes/solarmax_40.php&docid=jiAn_XIkpgF8-
M&imgurl=http://www.meade.com/product_pages/coronado/scopes/images/product_info_g
allery/scopes_full/solarmax_40_1.jpg&w=719&h=350&ei=nNtPULnnHejb0QWn6ICADQ&zoom
=1&iact=hc&vpx=468&vpy=262&dur=3007&hovh=156&hovw=322&tx=163&ty=114&sig=1132
08794306477417843&page=1&tbnh=87&tbnw=179&start=0&ndsp=18&ved=1t:429,r:2,s:0,i:7
9
Historia de l’observació solar (13/09/12)
http://horaultima.decoelum.net/espanol/historia-observacion-spots.html
http://www.tayabeixo.org/articulos/galileo.htm
http://www.parhelio.com/articulos/artichistoria.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Thomas_Harriot (17/09/12)
http://es.wikipedia.org/wiki/Johannes_Fabricius (17/09/12)
http://es.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei (17/09/12)
http://es.wikipedia.org/wiki/Christopher_Scheiner (17/09/12)
http://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Wilson (18/09/12)
Treball de recerca
Pàgina 61
http://unesdoc.unesco.org/images/0008/000817/081712so.pdf (19/09/12)
Observació solar recent (14/09/12)
http://es.wikipedia.org/wiki/Astronom%C3%ADa#Astronom.C3.ADa_del_Sol
http://www.spaceweathercenter.org/sp/amazing_plasmas/01/01.html
http://www.esa.int/esaSC/120373_index_0_m.html
http://cintli.igeofcu.unam.mx/alara/libro/node18.html
https://sites.google.com/site/elsolnuestraestrella/observacion-solar
http://72.29.86.55/~aamorg/index.php?option=com_content&view=article&id=39:observatori
os-solares&catid=23:heliofisica&Itemid=56
http://www.sondasespaciales.com/index.php/Solar_Orbiter
http://link.springer.com/chapter/10.1007%2F3-540-53091-6_88?LI=true
http://bison.ph.bham.ac.uk/index.php?page=bison
http://gong.nso.edu/info/helioseismology.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_espacial
http://es.wikipedia.org/wiki/SOHO
http://es.wikipedia.org/wiki/Sdo
http://es.wikipedia.org/wiki/Hinode
http://es.wikipedia.org/wiki/Misi%C3%B3n_Stereo
http://solarb.msfc.nasa.gov/
http://sdo.gsfc.nasa.gov/mission/spacecraft.php
http://stereo.gsfc.nasa.gov/
http://www.esa.int/esaSC/120373_index_0_m.html
Déu del sol asteca(15/09/12)
http://en.wikipedia.org/wiki/Huitzilopochtli
Heliosismologia (3/11/12)
http://bison.ph.bham.ac.uk/index.php?page=bison
http://ca.wikipedia.org/wiki/Heliosismologia
Treball de recerca
Pàgina 62
Fenòmens solars:
http://es.wikipedia.org/wiki/Fen%C3%B3menos_de_la_superficie_solar
Canvi climàtic - Activitat solar:
http://www.biocab.org/Temperature_and_Solar_Radiation_Spanish.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Registro_de_temperaturas
http://es.wikipedia.org/wiki/Paleoclimatolog%C3%ADa
http://es.wikipedia.org/wiki/Cambio_clim%C3%A1tico#Variaciones_solares
http://es.wikipedia.org/wiki/Calentamiento_global
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_cycle
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_variation
http://www2.ine.gob.mx/publicaciones/libros/531/cap1.pdf
http://www.planetseed.com/es/relatedarticle/co2-y-el-cambio-de-temperatura
http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/734983.stm
http://www.newscientist.com/article/mg16622370.800-dont-blame-the-sun.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Vostok,_Antarctica
http://www.homohominisacrares.net/php/articulos.php?num_revista=2&cod_articulo=22
http://plazamoyua.com/2007/12/04/temperaturas-medias-globales-graficos/
http://en.wikipedia.org/wiki/Global_warming#Solar_activity
http://en.wikipedia.org/wiki/Temperature_record
http://co2now.org/Current-CO2/CO2-Trend/
http://iopscience.iop.org/0004-637X/472/2/891/pdf/0004-637X_472_2_891.pdf
Instrumentació
http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_reflector
http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_refractor
http://www.opticateixido.com/documents/meteo/tele_cat.pdf
Afectes activitat solar a la tecnologia
http://www.proteccioncivil.org/clima-espacial
Treball de recerca
Pàgina 63
http://www.proteccioncivil.org/catalogo/naturales/climaespacial/index.html
http://www.foxnews.com/scitech/2010/06/10/electronic-armageddon-solar-flares-disaster/
-TIMOTHY FERRIS <Amenaza solar>. National geographic España , julio 2012.
Uvi:
http://www20.gencat.cat/portal/site/meteocat/menuitem.0733ee5bfae8638c5c121577b0c0e
1a0/?vgnextoid=d13c1337e5233210VgnVCM1000000b0c1e0aRCRD&vgnextchannel=d13c133
7e5233210VgnVCM1000000b0c1e0aRCRD&vgnextfmt=default
-Atlas del CIELO, un viaje entre estrellas y planetas para conocer el universo. Ed. Susaeta, 2004.
Treball de recerca
Pàgina 64