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Hilo de astronomia
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HermesM
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Registrado: Feb 12, 2004
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 3:15 pm    Asunto: Responder citando

JimLovell escribió:
Uy ya me lo estoy planteando yo esto, una afición que no sea compatible con la cerveza no se si merece la pena


bueno, puedes llevarte una neverita con cervezas si quieres, pero seguramente pillaras frío. El rocio es muy traicionero...

...aunque si vas con ropa de abrigo, pues leñe, a beber cerveza

...verás muchas estrellas dobles...
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HermesM
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 3:28 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (II)

Las Manchas Solares

Típicamente una mancha solar consta de una región central oscura denominada sombra o umbra, rodeada por una zona más clara o penumbra consistente en filamentos claros y oscuros que parten de forma aproximadamente radial de la sombra. En promedio el diámetro de la penumbra suele ser unas dos veces y media mayor que el de la sombra, pero en grupos muy desarrollados puede llegar a representar hasta el 80% del total de la extensión de la mancha. Si la mancha es de reducidas dimensiones no posee penumbra y en tal caso se denomina poro.


Aspecto de una mancha solar. Sobre el fondo de la granulación fotosférica aparecen los filamentos de la penumbra y en su interior la sombra. También son visibles algunos poros. Fotografía de J.M. Gómez. telescopio de 15 cm, Observatorio del Teide.

El que las manchas parezcan negras es solamente un efecto de contraste; si se pudiera aislar su luz, una mancha de dimensiones moderadas como por ejemplo el diámetro de la Tierra, pese a la distancia que se encuentra el Sol de nosotros, nos alumbraría con una intensidad 50 veces superior a la de la Luna llena. La diferencia de intensidad de las manchas se debe a que su temperatura es unos 2.000 grados inferior a la de la fotosfera circundante. Se originan como resultado de la manifestación de fuertes campos magnéticos verticales que afloran al nivel de la fotosfera con una intensidad entre 1.000 y 4.000 Gauss, es decir, hasta 10.000 veces mayores que el campo magnético en la superficie de la Tierra.

El tamaño de las manchas es muy variado, desde poco más de un millar de kilómetros (poro aislado) hasta más de 100.000 kilómetros en los grupos bien desarrollados. Las manchas suelen aparecer en grupos; típicamente un grupo consiste en dos manchas de polaridad magnética opuesta, extendidas en el sentido de los paralelos, con múltiples manchitas y poros en la parte intermedia. Siguiendo la clasificación de Zürich, una mancha bien desarrollada pasa por todos los tipos: A, B, C, D, E, F, G, H, J, para terminar finalmente en el A, aunque esto sucede únicamente en contadas ocasiones. En realidad el tipo F es escaso y normalmente las manchas evolucionan pasando del tipo E al G. Es más, un alto porcentaje sólo llega a desarrollarse hasta el tipo D y la mayoría se quedan en los estados A, B y C. Por otra parte, la duración de una mancha puede ser de unas pocas horas para un poro, a varios meses para los grupos más evolucionados. El nacimiento y posterior desarrollo puede ser muy rápido, pasando de los tipos A, B, C, D, E hasta llegar al F en una semana o a lo sumo unos 10 días, en tanto que el declive (paso por los tipos G, H y J) puede ser considerablemente más largo. Así no es raro ver persistir una mancha del tipo H o J durante un par de rotaciones solares.



CLASIFICACION DE ZÜRICH DE LOS GRUPOS DE MANCHAS

Se basa en si el grupo tiene una distribución monopolar o bipolar, en la existencia o no de penumbra y en este último caso si se halla presente en uno o en ambos extremos, así como a la extensión del grupo en grados de longitud heliográfica.

A. Poro o grupo de poros (sin penumbra) concentrados en 2 ó 3 grados cuadrados.

B. Grupo mayor de poros o poros en formación bipolar (sin penumbra), alineados generalmente en dirección Este-Oeste. En casos particulares, a gran aumento y con excelentes imágenes se puede apreciar que algunos de los poros muestran un rudimento de penumbra (unos pocos filamentos).

C. Mancha pequeña o mediana (con penumbra) en formación bipolar con un grupo de poros.

D. Dos o tres manchas con penumbra en formación bipolar y con poros intermedios. Extensión inferior a 10°.

E. Grupo bipolar grande de estructura complicada, con penumbras complejas y generalmente con gran número de poros y manchas intermedias. Longitud comprendida entre 10 y 15°.

F. Fase de máximo desarrollo de un grupo. Manchas muy extensas y complejas (generalmente con grandes sombras y penumbras), con numerosos poros. Extensión superior a los 15°.

G. Grupo en decadencia. Bipolar grande con penumbras redondeadas, con eventuales poros intermedios. En fases más avanzadas de evolución, una gran mancha con poros en formación bipolar. Dimensión superior a los 10°.

H. Mancha unipolar con penumbra, en ocasiones grupo compacto de manchas por subdivisión de la principal, con algunos poros en su proximidad. Dimensiones entre 2°5 y 10°.

J. Mancha unipolar con penumbra redondeada, o pequeña mancha en proceso de disolución. Dimensión inferior a 2°5.


Como sea que en ocasiones las diferencias de un tipo a otro (D y E, E y F, F y G, H y J) únicamente pueden establecerse por la extensión en longitud del grupo, es recomendable utilizar una plantilla que muestre los meridianos y paralelos del Sol y por proyección determinar el tamaño de los grupos que puedan resultar conflictivos. De este modo se evitarán también errores subjetivos de clasificación como, por ejemplo, el muy extendido de anotar como de tipo F a las manchas E "compactas". Es imprescindible un buen conocimiento de la clasificación de Zürich antes de iniciarse en otras clasificaciones, como la de McIntosh.



Clasificación de Zürich o de Waldmaier de las manchas solares. Se muestran cuatro ejemplos de cada tipo.


Sol en luz integral:

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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 4:01 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (III)

La Actividad Solar

Aunque las manchas solares ya habían sido detectadas a simple vista varios siglos antes de nuestra era, no fueron conocidas como tales hasta la invención del telescopio astronómico. Los primeros observadores pronto se apercibieron de que no eran inmutables, antes al contrario, tenían una duración y un tamaño impredecible. Fue precisamente un aficionado llamado Heinrich Schwabe el primero que se dio cuenta en 1843 de que las manchas parecían presentar un período de unos 10 años, lo que fue confirmado en 1855 por Rudolph Wolf quien halló una periodicidad de 11 años, el conocido ciclo undecenal solar. En 1859 Richard Carrington descubrió que el Sol poseía una rotación diferencial, es decir, que gira más rápidamente en el ecuador que en los polos. También halló que la latitud media de las manchas varía con el tiempo. Al principio del ciclo de actividad las manchas aparecen cerca de las latitudes de 30° para, a medida que progresa el ciclo, formarse cada vez más próximas al ecuador, localizándose en el máximo cerca de los 10° de latitud. En realidad el ciclo solar tiene el doble de duración, unos 22 años, ya que cada 11 años tiene lugar una inversión de los polos magnéticos solares y 22 años es el tiempo que transcurre para que el Sol retorne a su configuración original. Además existe alguna evidencia de que el período pueda ser más largo, de hasta 80 ó 100 años (ciclo de Gleissberg). Por otra parte, el ciclo no es exactamente de 11 años, sino que puede ser más largo o más corto.

El registro más corto para un ciclo individual fue de 7 años y el más largo de 17. Es más, considerando el período entre máximos durante el último medio siglo el promedio resulta ser de tan sólo 10,4 años. Y por si aún fuera poco, en 1893 E.W. Maunder publicó un estudio en el que mostraba que durante 70 años, entre 1645 y 1715 las manchas solares prácticamente desaparecieron (a la misma conclusión había llegado un poco antes G.F.W. Spörer).



El gráfico muestra la superposición de cuatro ciclos solares para poner de manifiesto la distinta duración e intensidad entre ellos. En la escala horizontal el 0 indica el año del máximo, en tanto que el eje vertical expresa el índice de actividad en números de Wolf.

Estudios más recientes de John A. Eddy han confirmado los datos y ahora este período se conoce como Mínimo de Maunder, al tiempo que valiéndose de relatos antiguos sobre visibilidad de manchas a simple vista, de auroras polares y de otros indicios durante el último milenio, ha quedado prácticamente establecida la existencia de otros mínimos, como el Mínimo de Spörer, entre 1400 y 1510, el Mínimo de Wolf, de 1282 a 1342 y el Mínimo del Alto-Medievo, entre el año 640 y el 710. Xu Zhen-Tao y Jiang Yao-tao han presentado evidencias en contra de la existencia del Mínimo de Maunder al demostrar que al menos 10 manchas solares fueron observadas en China entre 1639 y 1700 (de acuerdo con el ciclo de 11 años) y concluyen que si no existieron más registros se debió a las convulsiones políticas de la época, con la destrucción de muchos observatorios y registros. Estos datos se contradicen con los trabajos de Minze Stuiver y Paul D. Quay que en 1980 publicaron sus estudios de datación del Carbono-14 confirmando no sólo los datos de Eddy, sino que extendieron la investigación en el pasado hasta unos 7.500 años atrás, llegando a la conclusión de que se han sucedido largas épocas sin manchas, alternándose con otras de gran actividad. De todas maneras hay que ser muy cautelosos con la interpretación de estos datos, primeramente por las imprecisiones propias del método del Carbono-14 y luego porque su producción está relacionada con la interacción de las partículas del viento solar y la magnetosfera terrestre; cambios en el campo magnético de la Tierra podrían dar lugar a resultados parecidos a los hallados, sin que ello implicase relación alguna con la actividad solar.


Curva de actividad solar en el último cuarto de siglo.

Estudios estratigráficos de sedimentos realizados en el sur de Australia revelan que en el Precámbrico, hace unos 680 millones de años, tuvieron lugar períodos climáticos de 11 y 22 años (con ciclos más largos de 90, 145 y principalmente 290 años) que prueban que no sólo ya existía el período undecenal sino que sus efectos eran incluso más aparentes que en la actualidad. Es decir, parece establecido que a larga escala de tiempo el ciclo undecenal es un fenómeno solar permanente, aunque existen muchos indicios que su intensidad puede variar ampliamente. Ciertas estrellas variables, como las del tipo BY Draconis y RS Canum Venaticorum parecen mostrar una actividad como la solar pero a una escala muchísimo mayor. Sus variaciones de luz se cree son debidas a la presencia de grandes grupos de manchas en su fotosfera, cubriendo entre el 15 y el 40% de su superficie (frente al 1% como máximo en el Sol) y dentro de lo poco que conocemos de ellas, también parecen mostrar ciclos de actividad, entre cinco y 30 años. Una de las más estudiadas es II Peg que en los últimos 25 años ha mostrado variaciones de luz entre 0,1 y 0,5 magnitudes. No obstante, las observaciones muestran que entre 1900 y 1940 su brillo fue constante, es decir, parece sufrir períodos de gran actividad (a principios de 1989 mostró el mayor máximo conocido) y épocas de calma, al igual que el Sol. Así pues, cuando un aficionado realiza un recuento y clasificación de las manchas solares, no solamente está llevando a cabo un registro estadístico de la actividad del astro rey sino que también lo está observando como la estrella variable que es.
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 4:53 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (IV)

La Actividad Solar

El Número de Wolf

Rudolph Wolf introdujo en 1848 su método de registro de la actividad solar a partir del recuento del número de grupos y de manchas universalmente conocido como número o índice de Wolf o de Zurich. Aunque arbitrario, tiene la virtud de que el propio Wolf lo extendió hacia el pasado hasta las primeras observaciones telescópicas de Galileo y de Scheiner y que se ha proyectado, ininterrumpidamente hasta nuestros días (tarea realizada por aficionados), con lo que actualmente poseemos registros de la actividad solar de los últimos 380 años. El número de Wolf (R ó W) se calcula a partir de la siguiente fórmula:

R = K (10G + f)

donde K es una constante que se asigna individualmente a cada observador teniendo en cuenta sus datos y telescopio multiplicando sus registros por K se obtiene el valor del índice de Wolf resultante de todas las observaciones mundiales).

Provisionalmente K = 1, pues el verdadero valor será asignado por el centro coordinador una vez haya confeccionado el estudio anual de todas las observaciones. G es el número de grupos de manchas y f el número total de manchas individuales. Así, si en un momento dado en la superficie solar un observador aprecia 3 grupos de manchas, conteniendo respectivamente 11, 10 y 4 manchas individuales, el número de Wolf será:

3 x 10 + (11 + 10 + 4) = 55.

Esta manera de llevar el recuento de la actividad solar ha merecido muchas críticas, pues asigna el mismo peso a un grupo de manchas con una extensión de varias decenas de miles de kilómetros que a una simple mancha formada por un poro individual de poco más de un millar de kilómetros de diámetro. De este modo, volviendo al ejemplo anterior, obtendríamos el mismo índice si existiesen sobre el Sol 5 grupos individuales formados cada uno de ellos por un único poro. Así pues, sería preciso tener en cuenta también la superficie de las manchas (es un método más preciso que también se emplea para medir la actividad solar), aunque para poder relacionar los casi cuatro siglos de observaciones que se poseen de este modo, es recomendable no modificar la manera de llevar el índice. Muchas son las voces que se han alzado y se alzan en favor del cambio proponiendo diversas modificaciones y aunque son encomiables estos esfuerzos, habría que preguntarse ¿Qué fenómeno de los observados es el más genuinamente representante del grado de actividad solar? ¿Por qué uno y no otro? ¿Cómo cuantificarlos?

MODO DE OPERAR

Se recomienda confeccionar diariamente un croquis de la distribución y tamaño de las manchas e incluso numerarlas, con el fin de identificarlas día a día y facilitar así su clasificación en grupos. Debe prestarse la debida atención a como están orientados estos dibujos con el fin de evitar confusiones.

Realizado el recuento de las manchas y grupos se procederá a rellenar el impreso mensual de observación.



En la columna HORA en UT se indicará la hora media de la observación en Tiempo Universal.

En la columna G se anotará el número de grupos de manchas, el la F el número total de manchas contadas y en la W el número de Wolf hallado para ese día según la fórmula dada más arriba.

A continuación se indicará la calidad de la imagen de acuerdo con la escala internacional propuesta por el profesor K.O. Kiepenheuer. S hace referencia al grado de definición o finura de los detalles y Q al grado de agitación de las imágenes.

Luego viene la clasificación de los grupos de manchas, denominada de Zürich o de Waldmeier. Esta es la parte que más preocupa a los principiantes a los que hay que advertirles que no deben inquietarse excesivamente: El aprender a clasificar correctamente no es cuestión ni de uno ni de dos días, sino que requiere tiempo y experiencia, por lo que es más que comprensible que se equivoquen. Deben tener en cuenta que este dato no tiene gran trascendencia y que en nada afecta al número de Wolf. Además, Patrick S. McIntosh ha propuesto otra clasificación, más racional pero también algo más complicada, modificando la clasificación de Zürich y añadiendo otros dos parámetros, el tamaño de la penumbra y la distribución de la mancha.
Actualmente hay observadores que mandan los datos en un formato y quienes lo hacen en otro, por lo que empieza a haber cierto galimatías (de ahí el peligro que apuntábamos más arriba de modificar la forma de obtención de los datos si se desea un seguimiento histórico).

Después viene el apartado de NOTAS. No es preciso que el observador relate su 'vida y milagros', sino exclusivamente aquellos datos que pueden haber afectado al resultado: cambio de instrumento o de método (se recomienda utilizar siempre el mismo telescopio y sistema de observación ya que esto afecta al factor K), observación incompleta por nubes, etc.

Finalmente vienen las sumas y los promedios teniendo en cuenta que éstos son respecto al número total de días observados (no con respecto a los días del mes). Donde pone Grupos se expresará la suma total de grupos observados y el número de Wolf medio se calculará a partir de la suma total de grupos y a la suma total manchas (F) dividido por el número de días de observación.

CALIDAD DE LA IMAGEN SOLAR: ESCALA DE KIEPENHEUER

El Profesor Kiepenheuer propuso una escala para determinar la calidad de la imagen telescópica solar que ha sido ampliamente aceptada por los observadores (al principio únicamente los profesionales y luego también los aficionados). Se basa en el aspecto cualitativo que muestra la imagen haciendo intervenir dos parámetros independientes, la resolución (sharpness = nitidez) y la agitación (quietness = tranquilidad o quietud). Al ser muy descriptiva, la diferencia en la asignación de un valor dado de la escala generalmente no supera a 0,5 grados de un observador a otro, particularmente en lo referente al sharpness (para el quietness sería preciso el empleo de un ocular con una escala micrométrica). Para realizar estas estimaciones es recomendable emplear cierto aumento, como mínimo unos 100 diámetros. La escala va de 1 (imagen perfecta) a 5, admitiéndose grados intermedios: 1,5, 2-2,5, etc.





Estos grados de calibración pueden acompañarse de algunos comentarios complementarios:


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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 5:14 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (V)

LA CLASIFICACION DE McINTOSH

Cuando un observador principiante posea una experiencia de varios meses calculando el Nº de Wolf y clasificando grupos de manchas, ya se habrá familiarizado lo suficiente con el Sol como para poder aplicar la clasificación de McIntosh. No obstante, se recomienda seguir también paralelamente con la clasificación de Zürich con el fin de permitir un seguimiento histórico de la actividad solar.

La clasificación de McInstosh consiste en una descripción más detallada de las manchas solares y por tanto permite realizar nuevos estudios estadísticos y de correlación con otros fenómenos solares. Desde 1969 fue adoptada por el International Ursigram and World Day Service para el intercambio regular de datos en todo el mundo por parte de los astrónomos profesionales.
La correlación entre las fulguraciones (flares) y esta nueva clasificación es sorprendentemente buena, permitiendo mejorar los servicios de predicción de fenómenos solares, al tiempo que puede servir de nexo entre las observaciones clásicas de la fotosfera y de la cromosfera, de gran importancia ahora que se va popularizando la utilización de filtros de Ha por parte de los astrónomos aficionados.

Este sistema de clasificación de manchas consiste en un esquema de tres dígitos, el primero indicativo del tipo de grupo, el segundo del aspecto de la mancha principal y el tercero de la distribución de ésta.
La combinación de los tres parámetros de clasificación permite definir 60 tipos distintos de manchas solares frente a los 9 tipos de la clasificación de Zürich.

Aunque a primera vista pueda parecer muy complicado, no es tan complejo como parece, ya que cada parámetro es una simple progresión en escala y geometría. Además, las definiciones de los grupos de manchas solares están tomadas y revisadas a partir de la clasificación de Waldmeier (Zürich), la cual a su vez partió de las ideas originales de Brunner y Cortie. La presente revisión impone definiciones más cuantitativas y elimina juicios subjetivos acerca de la complejidad de un grupo.

Al igual que en la clasificación de Zürich, los tipos son definidos en base a la unipolaridad o bipolaridad del grupo, a la presencia o ausencia de penumbra, a si la penumbra está presente en uno o en ambos extremos del grupo y a la longitud del grupo en grados heliográficos. La secuencia de las clases representa el orden de evolución típico de los grupos mayores, comenzando en el A, creciendo hasta el F y menguando al H para finalizar acabando en el A. Muchos grupos alcanzan el H habiendo pasado solamente por el C y D. La mitad de los grupos nunca van más allá del A y B, es decir, no llegan a desarrollar penumbra. De hecho, casi la única diferencia con la clasificación de Zürich es que desaparecen los grupos G y J, eliminación por cierto bastante lógica: morfológicamente, la única diferencia existente entre una mancha H y una J reside en las dimensiones (una J es una H que ha menguado de tamaño). En cuanto al tipo G todos los observadores experimentados saben lo subjetivo que resulta su asignación, sobre todo si el grupo de manchas se halla cercano al limbo, ya que por efecto del escorzo y por la absorción, las penumbras aparecen redondeadas y regulares y los poros intermedios son prácticamente invisibles. En otras palabras, un porcentaje importante de manchas que se clasifican como G, en realidad son E vistas cerca del limbo o que no ha podido ser seguida debidamente su evolución día a día.

Esta progresión evolutiva se aplica mejor a grupos de manchas bipolares aislados, pues los espacialmente próximos o los grupos compactos experimentan una evolución más compleja, incluyendo fusiones entre manchas y dando origen a configuraciones raras veces repetitivas. En otras palabras, la clasificación refleja el comportamiento de las manchas "normales", pero el observador debe prestar especial atención a las manchas más complejas, pues los grupos "patológicos" normalmente son los más interesantes en lo que respecta a la aparición de actividad en forma de "fulguraciones" (flare-activity).



Clasificación de McIntosh. Este sistema de clasificación de manchas consiste en un esquema de tres dígitos, el primero indicativo del tipo de grupo, el segundo del aspecto de la mancha principal y el tercero de la distribución de ésta. La combinación de los tres parámetros de clasificación permite definir 60 tipos distintos de manchas solares frente a los 9 tipos de la clasificación de Zürich, lo que permite realizar nuevos estudios estadísticos y de correlación con otros fenómenos solares

La clasificación ha sido extendida para incluir dos parámetros adicionales con el fin de describir mucho mejor el tamaño, la complejidad y la estabilidad de la mancha principal. Las categorías de las manchas mayores se basan en si la penumbra es rudimentaria o desarrollada, si la mancha es simétrica o asimétrica y a si su longitud excede o no de los 2°5 (una mancha simétrica tiene una duración mayor que una asimétrica). El tercer parámetro en la clasificación divide a los grupos en tres categorías de acuerdo con la aglomeración de manchas en el interior del grupo; los grupos abiertos poseen débiles gradientes entre las manchas de polaridad magnética opuesta, en tanto que los grupos compactos poseen grandes manchas con penumbras cerca de la línea de inversión de polaridad y en tal caso poseen gradientes magnéticos más altos.

Evidentemente, con la clasificación de McIntosh se obtiene una información mucho mayor, facilitando realizar estudios adicionales, al tiempo que permite efectuar una predicción sobre la actividad y posterior evolución de los grupos.

Clasificación Modificada de Zürich



PENUMBRA DE LA MANCHA PRINCIPAL (Clasificación de McINTOSH)

x.- Sin penumbra. Se considera penumbra cuando la región gris que rodea a las manchas tiene más de 3" de arco.

r.- Penumbra rudimentaria. Normalmente incompleta, de contorno irregular, delgada y de más de 3" de arco, de tonalidad más clara que las penumbras normales. Su estructura es granular o formada por manchitas finas. Representa la transición entre la granulación fotosférica y la penumbra filamentosa (la granulación fotosférica es pequeña y alargada y los filamentos de la penumbra aparecen como una alineación de los intersticios intergranulares). Reconocer una penumbra rudimentaria requiere buenas imágenes y bastante aumento.

s.- Simétrica. Penumbra casi circular con finas estructuras filamentosas. El diámetro de la mancha no rebasa los 2°5 heliográficos. Los núcleos forman un grupo compacto cerca del centro de la penumbra. Las penumbras elípticas son simétricas alrededor de un solo núcleo. Las manchas con penumbras simétricas son de evolución lenta.

a.- Asimétrica o compleja, con finas estructuras filamentosas. El diámetro a lo largo del meridiano no pasa de 2°5. La penumbra asimétrica es de contorno irregular y claramente alargada (no circular), con dos o más núcleos diseminados en su interior. Estas manchas suelen cambiar de forma día a día.

h.- Penumbra simétrica de diámetro superior a 2°5. Salvo por su tamaño, posee las mismas características que las penumbras de tipo "s".

k.- Penumbra asimétrica grande, superior a 2°5 grados heliográficos. Con excepción del tamaño posee las mismas características que una penumbra del tipo "a". Si su longitud es superior a 5° lo más probable es que ambas polaridades estén presentes dentro de la penumbra.

DISTRIBUCION DE LAS MANCHAS

x.- Mancha única.

o.- Distribución abierta de las manchas. El área entre los extremos delantero y posterior está libre de manchas, quedando el grupo dividido claramente en dos regiones de polaridad magnética opuesta. Esta distribución significa un gradiente magnético relativamente bajo a través de la línea de cambio de polaridad.

i.- Distribución intermedia de manchas. Algunas manchas sin penumbra están presentes entre los extremos delantero y posterior del grupo.

c.- Distribución compacta de manchas. El área entre los extremos delantero y posterior del grupo está poblado de manchas importantes, con al menos una mancha interior con penumbra. El caso extremo de distribución compacta lo constituye un grupo de manchas rodeado enteramente por una penumbra continua. Esta distribución significa un gradiente magnético relativamente alto a través de la línea de cambio de polaridad.
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 5:18 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (VI)

Dimensiones y Coordenadas

Seguramente en más de una ocasión el observador habrá visto publicados dibujos o fotografías de grandes grupos de manchas con una indicación al lado sobre su longitud en miles de kilómetros, o bien con un disco representando el diámetro de la Tierra.

También es posible que muchas veces el observador haya querido conocer la dimensión real de ciertas manchas solares de grandes proporciones. Si únicamente existe esta inquietud y no la pretensión de realizar una estadística o un estudio preciso, se puede soslayar el método de cálculo estricto y proceder a determinar los tamaños en el mismo instante de la observación. Para ello bastará con utilizar una plantilla que posea impresos los meridianos y los paralelos, formando una cuadrícula. Se proyectará encima la imagen solar y con un lápiz se reseguirá el contorno de las manchas. Se suele utilizar dos tipos de plantillas: unas muestran la superficie en grados y otras en kilómetros cuadrados.

Con las primeras, en principio se hallará la extensión del grupo de manchas en grados y luego, sabiendo que un grado de longitud heliográfica equivale a 12.140 km, bastará con efectuar una simple multiplicación para conocer sus dimensiones reales. Si la plantilla utilizada es del segundo tipo, tan sólo es preciso saber que los lados de cada casilla equivalen a 100.000 km, con lo que una simple estimación nos dará el tamaño de las manchas.


Plantilla para determinar de manera rápida el tamaño aproximado de los grupos mayores de manchas. Proyectando la imagen solar sobre la plantilla, se pueden estimar las dimensiones de las manchas sabiendo que los lados de las casillas equivalen a 100.000 km.

COORDENADAS DE LAS MANCHAS


Plantilla con coordenadas heliocéntricas para el posicionado de las manchas. Por el método de proyección se hace coincidir el diámetro de la imagen solar con el de la plantilla y luego se dibujan los contornos de las manchas, con lo que se obtiene la extensión en longitud de éstas. Y si la plantilla está bien orientada, también sus coordenadas.
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Ultima edición por HermesM el Mon Nov 19, 2007 6:47 pm, editado 1 vez
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 5:20 pm    Asunto: Responder citando

Observación Solar (y VII)

ENLACES VARIOS

FUENTE

y por último, perdonad el peñazo otra vez. Con que sepais que las manchas solares pueden verse tomando ciertas precauciones y que se pueden estudiar, me vale.
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Ultima edición por HermesM el Mon Nov 19, 2007 6:48 pm, editado 1 vez
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MensajePublicado: Sat Jun 02, 2007 6:42 pm    Asunto: Responder citando

...y ya que he terminado con la Observación Solar; voy a pasaros unos pocos datos de Selenografía.

Ya que hay luna llena, podéis aprovechar para observarla incluso sin telescopio; bastan unos prismáticos o incluso el zoom de cualquier cámara digital que tengáis ( o de las viejas).

Selenografía




Mares:

Norte:
1- Mare Frigoris (Mar del Frío)
2- Mare Imbrium (Mar de las Lluvias)
3- Sinus Aestuum (Bahía del Hervor)

Noreste:
4- Sinus Medii (Bahía del Centro)
5- Mare Vaporum (Mar de los Vapores)
6- Mare Serenitatis (Mar de la Serenidad)
7- Mare Tranquillitatis (Mar de la Tranquilidad)
8- Mare Crisium (Mar de las Crisis)
17- Lacus Somniorum (Lago del Sueño)
18- Palus Somnii (Ciénaga del Sueño)
19- Mare Anguis (Mar de las Serpientes)
20- Mare Undarum (Mar de las Olas)

Sureste:
9- Mare Fecunditatis (Mar de la Fecundidad)
10- Mare Nectaris (Mar del Néctar)
21- Mare Spumans (Mar de la Espuma)

Suroeste:
11- Mare Nubium (Mar de las Nubes)
12- Mare Humorum (Mar de la Humedad)
13- Mare Cognitum (Mar Conocido)
22- Palus Epidemiarum (Ciénaga de las Enfermedades)

Oeste:
14- Oceanus Procellarum (Océano de las Tormentas)

Noroeste:
15- Sinus Roris (Bahía del Rocío)
16- Sinus Iridum (Bahía de los Arco Iris)




Montes:
Noreste:
23- Montes Alpes
24- Vallis Alpes (Valle Alpino)
25- Montes Caucasus
26- Montes Apenninus
27- Montes Haemus
28- Montes Taurus

Sureste:
29- Montes Pyrenaeus

Suroeste:
30- Rupes Recta (Muralla Recta) [Falla Geológica]
31- Montes Riphaeus

Noroeste:
32- Vallis Schröteri (Valle de Schröter) [al Noroeste del Cráter Aristarchus, 73, y al Norte del Cráter Herodotus]
33- Montes Jura



Cráteres:
Noreste:
34- Cráter Aristóteles [en la parte Este del Mare Frigoris, 1]
35- Cráter Cassini
36- Cráter Eudoxus
37- Cráter Endymion
38- Cráter Hércules
39- Cráter Atlas
40- Cráter Mercurius
41- Cráter Posidonius
42- Cráter Zeno
43- Cráter Le Monnier
44- Cráter Plinius
45- Cráter Vitruvius
46- Cráter Cleomedes
47- Cráter Taruntius
48- Cráter Manilius
49- Cráter Arquímedes
50- Cráter Autolycus
51- Cráter Aristillus

Sureste:
52- Cráter Langrenus
53- Cráter Goclenius
54- Cráter Hypatia
55- Cráter Theophilus
56- Cráter Rhaeticus [el Cráter Hipparchus está directamente al Sur del Cráter Rhaeticus]
57- Cráter Stevinus
58- Cráter Ptolemaeus
59- Cráter Walter

Suroeste:
60- Cráter Tycho
61- Cráter Pitatus
62- Cráter Schickard
63- Cráter Campanus
64- Cráter Bulliadus
65- Cráter Fra Mauro
66- Cráter Gassendi
67- Cráter Byrgius
68- Cráter Billy [Mons Hansteen está al Norte del Cráter Billy]
69- Cráter Crüger
70- Cráter Grimaldi
71- Cráter Riccioli

Noroeste:
72- Cráter Kepler
73- Cráter Aristarchus [el Cráter Herodotus está al Oeste del Cráter Aristarchus]
74- Cráter Copernicus
75- Cráter Pytheas
76- Cráter Eratosthenes [cerca del extremo Suroeste de los Montes Apenninus, 26]
77- Cráter Mairan
78- Cráter Timocharis
79- Cráter Harpalus [el Cráter Pythagoras está al Norte del Cráter Harpalus]
80- Cráter Platon



Misiones Tripuladas para Aterrizaje Lunar:
-- - Apollo 11 (Julio 20 '69) [extremo Suroeste del Mare Tranquilitatis, 7]
-- - Apollo 12 (Noviembre 19 '69) [extremo Norte del Mare Cognitum, 13]
-- - Apollo 13 (Abril 13 '70) [no pudo descender al Norte del Cráter Fra Mauro, 65]
-- - Apollo 14 (Febrero 5 '71) [al Norte del Cráter Fra Mauro, 65]
-- - Apollo 15 (Julio 31 '71) [extremo Norte de los Montes Apenninus, 26]
-- - Apollo 16 (Abril 21 '72) [entre los Cráteres Theophilus, 55, e Hipparchus]
-- - Apollo 17 (Diciembre 11 '72) [extremo Sur de los Montes Taurus, 28]

Notas:

La Luna orbita alrededor de la Tierra a una distancia promedio de 384.400 Km.
La superficie de la Luna es de unos 37,96 millones de Km2, y su diámetro es de unos 3.476 Km.

Las direcciones Este (E) y Oeste (W) marcadas en la gráfica, son direcciones vistas desde la Luna; son opuestas a las direcciones Este y Oeste vistas desde la Tierra.

El Mapa Lunar de ARVAL muestra la Luna como se la ve a através de binoculares o a simple vista, no invierte la imagen en dirección alguna.

La fotografía original de la Luna Llena, comprimida y reducida para esta página, es copyright © del UCO/Lick Observatory (University of California Observatories).

FUENTE
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http://www.youtube.com/watch?v=CDAWszeZtNg
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HermesM
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MensajePublicado: Mon Jun 04, 2007 1:15 pm    Asunto: Responder citando

buenos dias y feliz lunes.

Ante todo, quiero dar las gracias a los señores Administradores por haberme puesto chincheta.

Felix, gracias tambien a ti.
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http://www.youtube.com/watch?v=CDAWszeZtNg
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HermesM
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Registrado: Feb 12, 2004
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MensajePublicado: Mon Jun 04, 2007 1:53 pm    Asunto: Responder citando

bueno, asi como el sábado os coloqué un mapa de la luna, vamos a pasar ahora a descubrir los mejores momentos para la SELENOGRAFIA.

Debo deciros que el mejor momento para observar la luna NO es cuando ésta está llena, sino cuando está en Cuarto Creciente o en Cuarto Menguante.

Y son los mejores momentos ya que se pueden observar mejor los cráteres, cómo la luz del sol va metiéndose en ellos y poder ver mejor sus formas.

Con la Luna en la plenitud, y con cualquier telescopio, nos va a alumbrar demasiado.

Para evitar eso, existen lo que se llaman filtros solares; y una solución chapucera es observar la Luna con gafas de sol. (Yo lo hago mucho, y la gente alucina).

Cosas para ver:



Recuperando esta imagen, vemos en el punto 8 El Mare Crysium, o mar de la crisis. Es la referencia que debeis coger.

Mare Crysium es un pequeño mar situado en la parte NO de la luna, en su cara visible (claro). Al ser un mar pequeño y circular, es facil de encontrar y podemos avanzar a partir de ahí.

A su alrededor encontramos tres mares más grandes, y son, de izquierda a derecha; Mare Serenitatis, Mare Tranquilitatis y Mare Fecunditatis. (6, 7 y 9)

Una vez hemos localizado esos tres mares, nos fijamos que a su izquierda hay otro mar, éste un poco más borroso: Mare Imbrium, el mar de las Lluvias.(2)

Más a la izquierda, y ya casi en el horizonte, encontramos Oceanus Procellanum, en el Oeste de la Luna.(Océano de las Tormentas)(14).

LISTO!!

Ya conocemos los principales mares de la Luna, los que son más fáciles de ver.

Para cráteres, voy a destacar 2:

Tycho; el número 60; y Copernicus, el número 74.


Evidentemente, si queremos observar Mare Chrisium y sus alrededores, lo mejor es cuarto creciente.

Y si queremos observar Copernicus o Mare Nubium (11) lo mejor es hacerlo en cuarto menguante.

Espero que disfruteis de la luna tanto como yo.
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http://www.youtube.com/watch?v=CDAWszeZtNg
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