Ciencias de la Tierra y el Espacio. Magnetósfera

Transcripción

1 Ciencias de la Tierra y el Espacio Magnetósfera

2 OBJETIVOS Después de esta clase el estudiante debe ser capaz de: Entender la estructura solar y los fenómenos relevantes para el clima espacial. Concepto de magnetósfera. Relación campo magnético terrestre-viento solar.

3 I- PROPIEDADES FÍSICAS DEL SOL II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES III- MAGNETÓSFERA Y CLIMA ESPACIAL

4 I- PROPIEDADES FÍSICAS DEL SOL H He Otros elementos

5 I- PROPIEDADES FÍSICAS DEL SOL LA ENERGIA SOLAR: FUSIÓN NUCLEAR X84

6 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES CÓMO SE LIBERA ESA ENERGIA? 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 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y re-emitidos 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.

7 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES

8 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES QUÉ VEMOS DEL SOL? A- LA FOTÓSFERA Es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. En la fotósfera 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. Fuente: SOHO

9 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES A- LA FOTÓSFERA EMISIÓN EN DIFERENTES LONGITUDES DE ONDA Fuente: NASA

10 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES A- LA FOTÓSFERA ROTACIÓN DIFERENCIAL Qué es? Por qué es importante? Imaginemos un punto en el Sol. Cuanto es el período de rotación si se encuentra en?: Ecuador Solar Latitud 30 º Latitud 60 o Latitud 75 o 26.8 días 28.2 días 30.8 días 31.8 días

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12 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES A- LA FOTÓSFERA: LAS MANCHAS SOLARES UMBRA 4000 K PENUMBRA 5600 K Ver GRANULACIONES

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14 Zona activa de la fotósfera solar. Partículas cargadas moviendose en espiral en las líneas de campo. Región espectral UV. (Nov , 2013). Fuente: Solar Dynamics Observatory.

15 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES B- LA CROMÓSFERA Capa delgada ( 1000 km de espesor con una temperatura K). La luz es mucho mas débil que la fotósfera, por lo tanto solo se puede observar durante un Eclipse total de Sol. Presenta un espectro de emisión donde predominan líneas de H, He y algunos metales. Una de las líneas mas intensas es la H del H a = 6563 A, responsable de la tonalidad rojiza.

16 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES B- LA CROMÓSFERA: FENÓMENOS CARACTERÍSTICOS ESPÍCULAS: en Hα presentan el aspecto de cabellos saliendo y cayendo desde la cromosfera alcanzando la corona. Tienen una vida de algunos minutos y pueden alcanzar kms de altura. FULGURACIONES (FLARES): son erupciones de partículas y radiaciones en un amplio espectro de energías (desde X hasta radio) que acompañan a las manchas y que ocurren en forma de explosiones en la corona. Tienen vida de algunos minutos y temperaturas de hasta centenares de millones de grados. Parecen ser producidas por la inyección abrupta de grandes cantidades de energía magnética en pequeñas regiones de la corona. PLAGES: son regiones en la cromosfera que en H α se aprecian como mas brillantes y se corresponden con regiones activas ubicadas mas abajo en la fotosfera.

17 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES B- LA CROMÓSFERA: FENÓMENOS CARACTERÍSTICOS

18 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES Region 1429 (5/3/2012) Manchas solares Fuente: SDO Nasa Misma región observada en el UV. Se detecta un flare Fuente: SDO Nasa RELACIÓN MANCHAS SOLARES INCREMENTO DE ACTIVIDAD SOLAR

19 EL CICLO DE ACTIVIDAD SOLAR DE ~11 AÑOS

20 LA IMPORTANCIA DE LOS MODELOS

21 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES Observación de la misma zona, en la misma fecha, con SOHO Notar: tamaño de las manchas comparado con Tierra y Júpiter

22 Fuente: Solar Dynamics Observatory/NASA

23 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA Visible solo durante eclipses totales de Sol. Temperatura: 10 6 K. Se distinguen 2 regiones: Corona K que presenta un espectro continuo debido a la difusión de luz de la fotósfera por electrones; Corona F que muestra un espectro de absorción de Fraunhofer debido a la luz solar difundida por partículas de polvo. Se observan también líneas de emisión intensas debidas a átomos altamente ionizados como, p. ej. FeXIV, que corresponden a temperaturas entre y K. Origen de la energía: calentamiento del material coronal por corrientes eléctricas inducidas por campos magnéticos variables.

24 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA PROMINENCIAS O PROTUBERANCIAS: son regiones de gas frio (10000 K) y denso embebido en la corona de baja densidad y alta temperatura (millones de grados). Ocurren en regiones de campos magnéticos horizontales que las sostienen. Cuando se observan proyectadas sobre el disco solar se las suele llamar filamento. Pueden estar asociadas a regiones activas (prominencias activas) o alejadas de las mismas (prominencias quiescentes). Pueden también ser eruptivas en cuyo caso están asociadas a eyecciones coronales de masa.

25 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA PROMINENCIAS: Gases fríos por sobre la superficie solar, impulsados por campos magnéticos, que pueden escapar del Sol.

26 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA: FENÓMENOS CARACTERÍSTICOS EYECCIONES DE MASAS CORONAL (MCE): Burbuja magnética de plasma eyectada a gran velocidad desde la corona. Fuente: NASA's sun-watching Solar Terrestrial Relations Observatory (or Stereo) spacecraft.

27 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA: FENÓMENOS CARACTERÍSTICOS Evolución de MCE s

28 II- ESTRUCTURA Y FENÓMENOS SOLARES C- LA CORONA: FENÓMENOS CARACTERÍSTICOS Evolución de MCE s

29 O2E

30 VIENTO SOLAR FLUJO DE PARTÍCULAS DESDE LA CORONA SOLAR HASTA MAS ALLÁ DE LA ÓRBITA DE NEPTUNO A UNA VELOCIDAD PROMEDIO DE 450 KM/SEG.

31 VIENTO SOLAR

32 III- MAGNETÓSFERA Y CLIMA ESPACIAL 27 de abril (2001) fue declarado Día Internacional de la Conexión Sol Tierra Año Heliofísico Internacional (2007): Vivimos en la atmósfera del Sol

33 LA SUPERTORMENTA SOLAR DE 1859 EVENTO CARRINGTON En los días previos se observaron grandes manchas, fulguraciones y ocurrieron un par de CMEs. Colapsó el telégrafo. Un evento de este tipo cada pocos cientos de años. Las consecuencias actuales superarían > 100 mil M USD

34 III- MAGNETÓSFERA Y CLIMA ESPACIAL EL CAMPO MAGNÉTICO TERRESTRE

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36 III- MAGNETÓSFERA Y CLIMA ESPACIAL EL CAMPO MAGNÉTICO TERRESTRE POLO GEOMAGNETICO NORTE POLO GEOMAGNETICO SECUNDARIO? ANOMALIA MAGNETICA DEL ATLANTICO SUR POLO GEOMAGNETICO SUR

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41 El cinturón interior de Van Allen se acerca a la superficie en la SAA

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43 FLUJO DE ELECTRONES ENERGÉTICOS A 500Km FLUJO DE PROTONES MUY ENERGÉTICOS A 500Km

44 III- MAGNETÓSFERA Y CLIMA ESPACIAL LA ULTIMA FRONTERA DEL SISTEMA SOLAR

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46 CONCEPTOS UTILES VIENTO SOLAR: flujo de plasma (protones y e) originado en la corona debido a la diferencia de presión entre esta y el medio interplanetario. El VS genera el campo magnético interplanetario. A 1 UA del Sol tiene densidad de 10 partículas por cc y viaja a Km/s CAMPO MAGNETICO SOLAR: es VARIABLE y originado en los movimientos del plasma del interior solar MAGNETOSFERA: cavidad en Viento Solar producida por campo magnético del planeta. IONOPAUSA: limite entre el viento solar y la ionosfera BOW SHOCK (ESCUDO DE CHOQUE): escudo por donde se desvia el viento solar MAGNETOPAUSA: limite entre magnetosfera y campo magnético interplanetario