PLUTÓN
Wednesday, March 21, 2007
Plutón:
Plutón es, en promedio, el planeta más distante del Sol. Durante los próximos años, sin embargo, estará de hecho más cerca del Sol que su más cercano rival, Neptuno. La razón de esto, es que la órbita de Plutón alrededor del Sol, es una elipse con una excentricidad bastante grande. Esto significa que es más ovalada que circular. En este momento, Plutón está cerca de su perihelio, su mínima distancia del Sol, y está a cerca de 4.440 millones de Kilómetros de él. A su máxima distancia del Sol, su aphelio, que alcanzará en cerca de 124 años (la mitad de su período orbital), estará a 7.395 millones de Kilómetros de distancia.
Plutón fue descubierto en 1930 por Clyde Tombaugh en el Observatorio Lowell. Fue descubierto como resultado de que los astrónomos compararan las posiciones observadas en el cielo de los planetas Urano y Neptuno, con las posiciones predichas a partir de sus órbitas alrededor del Sol. Pequeñas desviaciones de las posiciones predichas, indicaban que las trayectorias de estos dos planetas estaban siendo perturbadas por la atracción gravitacional de otro cuerpo.
En 1978 se descubrió que Plutón tiene un satélite muy cercano, ahora llamado Charon.Charon orbita a Plutón a una distancia de 20.000 Kilómetros, en 6,4 días. A partir de estos hechos podemos determinar que Plutón tiene una masa de sólo 0,2% la de la Tierra. Su diámetro es de cerca de 2.500 Kilómetros, así que la densidad de Plutón es mucho menor que la de la Tierra. También es muy oscuro, y algunos astrónomos suponen que es más como el núcleo de un cometa gigante, que como un planeta. Su temperatura de superficie es de cerca de -230° C; demasiado fría como para que halla mucha atmósfera.
A partir de recientes observaciones en el infrarrojo, se sabe que Plutón tiene en su superficie hielos de nitrógeno, metano, y monóxido de carbono. Esto implica que habrá una tenue atmósfera de estos gases alrededor del planeta. La única información sobre los detalles de su superficie, proviene de un análisis de la variación en su brillo observado durante 5 años, durante los cuales su satélite Charon ocultó diferentes partes de la superficie del planeta. A partir de estas mediciones, se ha deducido que el polo Sur de Plutón ha recibido recientemente una nueva capa de hielo de metano, dándole una alta reflectividad de cerca de 90 por ciento, mientras que otras partes de la superficie sólo reflejan menos de 30 por ciento de la luz del Sol.
Plutón sólo es visible en telescopios de algún tamaño, en los que aparece como un objeto parecido a una estrella de magnitud 14. Debido a su gran distancia del Sol, Plutón sólo se mueve muy lentamente a través del cielo. Actualmente está cerca de la frontera entre las constelaciones de Libra y Serpens Caput.
La órbita de Plutón tiene la mayor excentricidad, y la mayor inclinación con respecto a la eclíptica, de todos los planetas.
Debido a su gran lejanía, muy poco, aparte los hechos dados arriba, se sabe sobre Plutón.
La Degradacion del planeta Pluton a planeta enano
Los miembros de la UAI reunidos en la Asamblea General 2006 concordaron en que un “planeta” sería definido como un cuerpo que:(a) está en órbita alrededor del Sol.(b) que tiene la masa suficiente como para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de modo que asuma una forma de equilibrio hidrostático (aproximadamente esférica).(c) que ha despejado el vecindario alrededor de su órbita
Estructura y composición del Sol
Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.
La Energía Solar
La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.
Se denomina capa de ozono, u ozonosfera, a la zona de la estratosfera terrestre que contiene una concentración relativamente alta de ozono, gas compuesto por tres átomos de oxígeno (O3). "Relativamente alta" quiere decir unas pocas partículas por millón, mucho más alta que las concentraciones en la atmósfera baja pero aún pequeña comparada con la concentración de los principales componentes de la atmósfera.
La capa de ozono fue descubierta en 1913 por los físicos franceses Charles Fabry y Henri Buisson. Sus propiedades fueron examinadas en detalle por el meteorólogo británico G.M.B. Dobson, quien desarrolló un sencillo espectrofotómetro que podía ser usado para medir el ozono estratosférico desde la superficie terrestre. Entre 1928 y 1958 Dobson estableció una red mundial de estaciones de monitoreo de ozono, las cuales continúan operando en la actualidad. La Unidad Dobson, una unidad de medición de la cantidad de ozono, fue nombrada en su honor.
Origen del ozono
Los mecanismos fotoquímicos que producen la capa de ozono fueron investigados por el físico británico Sidney Chapman en 1930. El ozono de la estratosfera terrestre es creado por la luz ultravioleta que choca con las moléculas de oxígeno gaseoso, que contiene dos átomos de oxígeno (O2), separándolas en átomos de oxígeno (oxígeno atómico); el oxígeno atómico se combina con aquel O2 que aún permanece completo, formando así el ozono, O3.
Las moléculas de ozono son inestables (aunque en la estratosfera poseen una larga vida) y cuando la luz ultravioleta choca con el ozono, este se separa nuevamente en sus reactantes (O2 y O), formando así un proceso continuo llamado "ciclo del ozono y oxígeno", el cual provoca la formación de la capa de ozono en la estratósfera. El ozono troposférico es creado en pequeñas cantidades a través de diferentes mecanismos.
El ozono presente en capas más próximas a la superficie terrestre, como en la ya mencionada troposfera, es peligroso ya que es nocivo para los seres vivos pues forma parte del denominado smog fotoquímico.
Alrededor del 90% del ozono de la atmósfera está contenido en la estratosfera, región comprendida entre 10 a 50 km sobre la superficie terrestre. El 10% restante está localizado en la troposfera, la parte más baja de la atmósfera donde ocurren todos los fenómenos climáticos.
La concentración de ozono es mayor entre los 15 y 40 km, con un valor de 2-8 partículas por millón. Si todo el ozono fuese comprimido a la presión del aire al nivel del mar, este tendría solo 3mm de espesor.
El ozono ayuda como filtro de las radiaciones nocivas que llegan a la Tierra permitiendo el paso de las otras como ultravioleta de onda larga llega a la superficie.
En los últimos años se considera amenazada, por este motivo la Asamblea General de las Naciones Unidas se reunió el 16 de setiembre de 1987 par firmar el Protocolo de Montreal. A partir de entonces el 16 de setiembre se celebra el Día Internacional para la Preservación de la Capa de Ozono.
El enrarecimiento grave de la capa de ozono provocara el aumento de los casos de melanomas (cáncer) de piel, de cataratas oculares, supresión del sistema inmunitario en humanos y en otras especies, también afectara los cultivos sensibles a la radiación ultravioleta. Para proteger la capa de ozono hay que disminuir a cero el uso de químicos clorofluorocarbonos (refrigerantes industriales, propelentes), y de funguicidas de suelo de bromuro de metilo (Argentina, 900 t/año [[1]]) que destruyen la capa de ozono a un ritmo 50 veces superior a los CFC.
Cáncer de piel melanoma
Calentamiento global
Calentamiento global es un término utilizado habitualmente en dos sentidos:
1. Es el fenómeno observado en las medidas de la temperatura que muestra en promedio un aumento en la temperatura de la atmósfera terrestre y de los océanos en las últimas décadas.
2. Es una teoría que predice, a partir de proyecciones basadas en simulaciones computacionales, un crecimiento futuro de las temperaturas.
La denominación "calentamiento global" suele llevar implícita las consideraciones de la influencia de las actividades humanas. Esta variante antropogénica de la teoría predice que esto sucederá si continúan las emisiones de gases de efecto invernadero. La opinión científica mayoritaria sobre el cambio del clima dice que "la mayor parte del calentamiento observado en los últimos 50 años, es atribuible a la actividad humana"[1]. Las simulaciones parecen indicar que la principal causa del componente de calor inducido por los humanos se debería al aumento de dióxido de carbono. La temperatura del planeta ha venido elevándose desde finales del siglo XIX, cuando se puso fin a la etapa conocida como la pequeña edad de hielo.
Predicciones basadas en diferentes modelos del incremento de la temperatura media global respecto de su valor en el año 2000.
Algunas veces se utiliza la denominación cambio climático, que designa a cualquier cambio en el clima, sin entrar en discusiones sobre su causa. Para indicar la existencia de influencia humana se utiliza el término cambio climático antropogénico.
Calentamiento global y efecto invernadero no son sinónimos. El efecto invernadero acrecentado por la contaminación puede ser, según las teorías, la causa del calentamiento global observado.
Aunque la discusión se centra en la temperatura, el calentamiento global o cualquier tipo de cambio climático implica cambios en otras variables: las lluvias globales y sus patrones, la cobertura de nubes y todos los demás elementos del sistema atmosférico. La complejidad del problema y sus múltiples interacciones hacen que la única manera objetiva de evaluar simultáneamente estos cambios sea a través del uso de modelos computacionales que intentan simular la física de la atmósfera y del océano y que tienen una precisión muy limitada debido al desconocimiento actual del funcionamiento de la atmósfera.
El cuerpo multigubernamental y científico encargado de su análisis global es el Panel Intergubernamental del Cambio Climático (IPCC, por sus siglas en inglés de Inter-Governmental Panel on Climate Change). Una de las consecuencias más notables de su trabajo es el Protocolo de Kyoto, que promueve una reducción de emisiones contaminantes (principalmente gases de efecto invernadero) por parte de los países industrializados. El protocolo ha sido tachado de injusto, al considerar asociadas el incremento de las emisiones al desarrollo, con lo que las naciones más afectadas serán aquellas menos desarrolladas. La previsión del protocolo es que, si todos los paises más contaminantes lo firmaran, se conseguiría una reducción de la temperatura media del aire en el planeta de 0.07 ºC.
Datos de Interés del Calentamiento Global
Calentamiento global es un término utilizado habitualmente en dos sentidos:
1. Es el fenómeno observado en las medidas de la temperatura que muestra en promedio un aumento en la temperatura de la atmósfera terrestre y de los océanos en las últimas décadas.
2. Es una teoría que predice, a partir de proyecciones basadas en simulaciones computacionales, un crecimiento futuro de las temperaturas.
La denominación "calentamiento global" suele llevar implícita las consideraciones de la influencia de las actividades humanas. Esta variante antropogénica de la teoría predice que esto sucederá si continúan las emisiones de gases de efecto invernadero. La opinión científica mayoritaria sobre el cambio del clima dice que "la mayor parte del calentamiento observado en los últimos 50 años, es atribuible a la actividad humana"[1]. Las simulaciones parecen indicar que la principal causa del componente de calor inducido por los humanos se debería al aumento de dióxido de carbono. La temperatura del planeta ha venido elevándose desde finales del siglo XIX, cuando se puso fin a la etapa conocida como la pequeña edad de hielo.
Predicciones basadas en diferentes modelos del incremento de la temperatura media global respecto de su valor en el año 2000.
Algunas veces se utiliza la denominación cambio climático, que designa a cualquier cambio en el clima, sin entrar en discusiones sobre su causa. Para indicar la existencia de influencia humana se utiliza el término cambio climático antropogénico.
Calentamiento global y efecto invernadero no son sinónimos. El efecto invernadero acrecentado por la contaminación puede ser, según las teorías, la causa del calentamiento global observado.
Aunque la discusión se centra en la temperatura, el calentamiento global o cualquier tipo de cambio climático implica cambios en otras variables: las lluvias globales y sus patrones, la cobertura de nubes y todos los demás elementos del sistema atmosférico. La complejidad del problema y sus múltiples interacciones hacen que la única manera objetiva de evaluar simultáneamente estos cambios sea a través del uso de modelos computacionales que intentan simular la física de la atmósfera y del océano y que tienen una precisión muy limitada debido al desconocimiento actual del funcionamiento de la atmósfera.
El cuerpo multigubernamental y científico encargado de su análisis global es el Panel Intergubernamental del Cambio Climático (IPCC, por sus siglas en inglés de Inter-Governmental Panel on Climate Change). Una de las consecuencias más notables de su trabajo es el Protocolo de Kyoto, que promueve una reducción de emisiones contaminantes (principalmente gases de efecto invernadero) por parte de los países industrializados. El protocolo ha sido tachado de injusto, al considerar asociadas el incremento de las emisiones al desarrollo, con lo que las naciones más afectadas serán aquellas menos desarrolladas. La previsión del protocolo es que, si todos los paises más contaminantes lo firmaran, se conseguiría una reducción de la temperatura media del aire en el planeta de 0.07 ºC.
Datos de Interés del Calentamiento Global
Según un artículo publicado en enero del 2004, el calentamiento global podría exterminar a una cuarta parte de todas las especies de plantas y animales de la Tierra para el 2050... especies conocidas... y generar otra cuarta parte de especies nuevas además de mejorar la productividad de algunos cultivos en latitudes altas y medias.
Estudios realizados, muestran que la década de los noventa, fue la más caliente en los últimos mil años.
En caso de que todo el hielo que forma el Inlandsis antártico se fundiera, el nivel del mar aumentaría aproximadamente 61 m; un aumento de sólo 6 m bastaría para inundar a Londres y a Nueva York.
En nivel del Dióxido de Carbono (CO2) en la atmósfera podría duplicarse en los próximo 30 o 50 años.
Los países más afectados son los principales en promover la reducción de emisión de los gases invernadero
En 1984 el tamaño del hueco en la capa de ozono sobre la Antártida era aproximadamente 7 millones de km², hoy mayor a los 29 millones de km² (cuatro veces mayor).
La aceleración del flujo del hielo en regiones de Groenlandia se estimó en 2000 que disminuye el volumen de su inlandsis en 51 km³/año [12], aunque una revaluación más reciente [13]sitúa el número en 150 km³/año. Parte del aumento se debe a una aceleración reciente de la fusión de los glaciares periféricos, y se estima que su contribución al aumento del nivel del mar ha alcanzado en 2005 un valor 0,57 ± 0.1 mm/año.
Indonesia es el país con mayor número de mamíferos y pájaros en peligro de extinción, 128 y 104 respectivamente.
En Estados Unidos se recupera sólo el 11% de los residuos sólidos producidos, y en Europa Occidental es del 30%.
Brasil fue entre 1990 y 2000 el país en el que hubo mayor deforestación con 22.264 km²
Cinco de los 10 países que más deforestan se encuentran en el continente africano.
La relación entre el calentamiento global y la reducción de ozono
Aunque se menciona frecuentemente en la prensa popular una relación entre el calentamiento global y la reducción de ozono, esta conexión no es fuerte. Existen tres áreas de enlace:
El calentamiento global producido por el forzamiento radiativo por CO2 se espera que enfríe (quizás sorprendentemente) la estratosfera. Esto, a cambio, podría darnos lugar a un incremento relativo en la reducción de ozono, y en la frecuencia de agujeros de ozono.
Véase también: Reducción de ozono y agujero de ozono
A la inversa, la reducción de ozono representa un forzamiento radiativo del sistema climático. Hay dos efectos opuestos: La reducción de la cantidad de ozono permite la penetración de una mayor cantidad de radiación solar, la cual calienta la troposfera. Pero una estratosfera más fría emite menos radiaciones de onda larga, tendiendo a enfriar la troposfera. En general, el enfriamiento predomina. El IPCC concluye que las pérdidas estratosféricas de ozono durante las dos décadas pasadas han causado un forzamiento negativo del sistema de la superficie troposférica.
Una de las predicciones más sólidas de la teoría del calentamiento global es que la estratosfera debería enfriarse. Sin embargo, y aunque este hecho ha sido observado, es difícil atribuirlo al calentamiento global (por ejemplo, el calentamiento inducido por el incremento de radiación solar podría no tener este efecto de enfriamiento superior), debido a que un enfriamiento similar es causado por la reducción de ozono.
Monday, March 19, 2007
LA HISTORA DEL ECLIPSE SOLAR
Hay eclipse solar en un lugar de la Tierra, cuando la Luna oculta al Sol, desde ese punto de la Tierra. Esto sólo puede pasar durante la luna nueva. (Sol y Luna en conjunción).
[Importancia histórica de los eclipses
Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a.C. en China o en el 332 adC en Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre del año 2137 adC, y que al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo.Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para el desarrollo científico. Fueron los griegos los que descubrieron el período Saros que les permitió predecir eclipses. Por otra parte Aristarco de Samos(310 adC-230 adC) determinó por primera vez la distancia de la Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna. Hiparco(194 adC-120 adC) descubrió la Precesión de los equinoccios basándose en eclipses lunares totales cerca de los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejoró la determinación de la distancia de la Tierra a la Luna realizada por Aristarco. Kepler propuso usar los eclipses de Luna como una señal absoluta para medir la longitud geográfica de un lugar sobre la tierra.
Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a.C. en China o en el 332 adC en Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre del año 2137 adC, y que al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo.Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para el desarrollo científico. Fueron los griegos los que descubrieron el período Saros que les permitió predecir eclipses. Por otra parte Aristarco de Samos(310 adC-230 adC) determinó por primera vez la distancia de la Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna. Hiparco(194 adC-120 adC) descubrió la Precesión de los equinoccios basándose en eclipses lunares totales cerca de los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejoró la determinación de la distancia de la Tierra a la Luna realizada por Aristarco. Kepler propuso usar los eclipses de Luna como una señal absoluta para medir la longitud geográfica de un lugar sobre la tierra.
Tipos de eclipse solar
FIGURA 2. Cuando la Luna nueva se encuentra más próxima a la Tierra (izquierda), la umbra alcanza la superficie de ésta y un observador en A verá un eclipse total. Si la Luna nueva está más lejos (derecha) la umbra no llega a la Tierra, y un observador en B, en la antumbra, verá un eclipse anular. Los observadores en C, en la penumbra, apreciarán eclipses parciales.
Hay tres tipos de eclipse solar:
Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.
Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 horas todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km
Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.
Cada año suceden sin falta 2 eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder 4 e incluso 5 eclipses.
Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.
La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, son los siguientes:
Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km
Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km
Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad importante que supone unos 4 minutos de arco para el diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8% del diámetro angular medio de nuestro satélite. De esta forma, el Sol puede quedar completamente oculto, o no.
FIGURA 2. Cuando la Luna nueva se encuentra más próxima a la Tierra (izquierda), la umbra alcanza la superficie de ésta y un observador en A verá un eclipse total. Si la Luna nueva está más lejos (derecha) la umbra no llega a la Tierra, y un observador en B, en la antumbra, verá un eclipse anular. Los observadores en C, en la penumbra, apreciarán eclipses parciales.
Hay tres tipos de eclipse solar:
Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar que aparece como un creciente.
Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol. Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se verá un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo sobre la superficie de nuestro planeta no superará los 270 km, y que se desplaza en dirección este a unos 3.200 km/h. La duración de la fase de totalidad puede durar varios minutos, entre 2 y 7.5, alcanzando algo más de las 2 horas todo el fenómeno, si bien en los eclipses anulares la máxima duración alcanza los 12 minutos y llega a más de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura máxima de 272 km y una longitud máxima de 15.000 km
Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la fase máxima, permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad, fuera de ella el eclipse es parcial.
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.
Cada año suceden sin falta 2 eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder 4 e incluso 5 eclipses.
Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.
La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, son los siguientes:
Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km
Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km
Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a la Tierra variará en nuestro siglo en 50.337 km como máximo, cantidad importante que supone unos 4 minutos de arco para el diámetro angular lunar, en más o en menos, un 8% del diámetro angular medio de nuestro satélite. De esta forma, el Sol puede quedar completamente oculto, o no.
Recomendaciones para ver un eclipse
Un eclipse es un fenómeno muy interesante, sin embargo puede poner en riesgo la vista del observador, quién en un intento por apreciar el fenómeno, fuerza a sus ojos a ver directamente el sol. Esto puede provocar quemaduras en la retina. Nunca debe verse directamente al sol. Hay formas de apreciarlo sin comprometer la vista del observador:
Filtro solar o anteojos especiales, garantizados por el fabricante. Los filtros caseros o anteojos comunes no deben utilizarse nunca por el peligro que conllevan para nuestros ojos.
Observación indirecta:
Sombras en las hojas de los árboles: normalmente los rayos del sol producen una proyección del disco solar al pasar a través de las hojas de los árboles. Cuando ocurre un eclipse se puede observar como los discos en la sombra de los árboles "menguan" reflejando los cambios en el disco solar.
Proyección a través de un agujero pequeño: se perfora un agujero diminuto, con la ayuda de un alfiler, en una hoja de cartón. Se hace pasar la luz solar a través del agujero y se proyecta sobre una de papel o una superfice lisa.
Proyección con binoculares: se tapa uno de los lentes de los binoculares y se hace pasar la luz a través del lente abierto. Nunca ver el sol directamente a través de binoculares, ya que puede producir quemaduras graves en la retina.
Proyección con telescopio: es una de las mejores técnicas para observar un eclipse. Se hace pasar la luz del sol a través del telescopio y se proyecta sobre una superficie lisa. Se pueden observar algunos detalles de la superficie solar. Es recomendable utilizar los lentes de menor aumento, ya que producen imágenes más grandes y generan menos calor, protegiendo así el instrumento.
El horizonte: durante el punto máximo de un eclipse total de sol puede apreciarse cómo todo el horizonte se ve iluminado alrededor del observador produciendo una bella y extraña sensación. Las reacciones de los animales: los animales son muy sensibles a este fenómeno. En la etapa de oscurecimiento los animales de hábitos diurnos se preparan para dormir, mientras que otros reaccionan con nerviosismo. Durante el punto máximo la mayor parte de los animales hace silencio
Un eclipse es un fenómeno muy interesante, sin embargo puede poner en riesgo la vista del observador, quién en un intento por apreciar el fenómeno, fuerza a sus ojos a ver directamente el sol. Esto puede provocar quemaduras en la retina. Nunca debe verse directamente al sol. Hay formas de apreciarlo sin comprometer la vista del observador:
Filtro solar o anteojos especiales, garantizados por el fabricante. Los filtros caseros o anteojos comunes no deben utilizarse nunca por el peligro que conllevan para nuestros ojos.
Observación indirecta:
Sombras en las hojas de los árboles: normalmente los rayos del sol producen una proyección del disco solar al pasar a través de las hojas de los árboles. Cuando ocurre un eclipse se puede observar como los discos en la sombra de los árboles "menguan" reflejando los cambios en el disco solar.
Proyección a través de un agujero pequeño: se perfora un agujero diminuto, con la ayuda de un alfiler, en una hoja de cartón. Se hace pasar la luz solar a través del agujero y se proyecta sobre una de papel o una superfice lisa.
Proyección con binoculares: se tapa uno de los lentes de los binoculares y se hace pasar la luz a través del lente abierto. Nunca ver el sol directamente a través de binoculares, ya que puede producir quemaduras graves en la retina.
Proyección con telescopio: es una de las mejores técnicas para observar un eclipse. Se hace pasar la luz del sol a través del telescopio y se proyecta sobre una superficie lisa. Se pueden observar algunos detalles de la superficie solar. Es recomendable utilizar los lentes de menor aumento, ya que producen imágenes más grandes y generan menos calor, protegiendo así el instrumento.
El horizonte: durante el punto máximo de un eclipse total de sol puede apreciarse cómo todo el horizonte se ve iluminado alrededor del observador produciendo una bella y extraña sensación. Las reacciones de los animales: los animales son muy sensibles a este fenómeno. En la etapa de oscurecimiento los animales de hábitos diurnos se preparan para dormir, mientras que otros reaccionan con nerviosismo. Durante el punto máximo la mayor parte de los animales hace silencio
Mancha solar: Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67·10-8 W/m2K4; véase Constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
[ Origen de las manchas solares
Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE.
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera.
Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestre.
Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El Efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte/sur y de sur/norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años.El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE.
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera.
Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestre.
Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El Efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte/sur y de sur/norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años.El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
La evolución de una mancha solar
Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.
Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.
Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.
Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.
Wednesday, February 21, 2007
DIARIO REFLEXIVO DE FEBRERO
En febrero la maestra nos enseno los electrones y lo atomos y la tabla periodica , gracias a ella entendi la tabla y lo demas que mencione anteriormente , para mi san valentin fue muy down pero pa lante con lo estudios gracias profesora por confiar en nosotro . FELIZ DIA DE SAN VALENTIN
Saturday, February 10, 2007
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