ECLIPSES DE SOL

1. ECLIPSES DE SOL

2. Eclipses de Sol y de Luna • Los eclipses se producen por un “juego de sombras” entre la Tierra, el Sol y la Luna • Tienen lugar cuando la Tierra pasa por la sombra de la Luna (eclipses de Sol) o viceversa (eclipses de Luna)

3. Sombras: umbra y penumbra • La luz solar está completamente bloqueada en la umbra y sólo parcialmente en la penumbra (o sea, parte del Sol es visible) El tamaño de umbra y penumbradependen de la posición del observador

4. Geometría de un eclipse lunar • Cuando la Luna pasa por la sombra de la Tierra tenemos un eclipse lunar • Se observa igual desde cualquier punto de la Tierra en que la Luna es visible Un eclipse lunar ocurre necesariamentecon Luna llena

5. Geometría de un eclipse solar • Cuando la Tierra pasa por la sombra de la Luna tenemos un eclipse solar • Este tipo de eclipse sólo se ve desde una pequeña parte de la Tierra Un eclipse solar tiene lugarnecesariamente con Luna nueva

6. ¿Eclipses cada dos semanas? • La Luna tarda unas cuatro semanas en girar alrededor de la Tierra • ¿Porqué no hay un eclipse solar cada Luna nueva? • ¿Porqué no hayun eclipse lunarcada Luna llena?

7. ¿Eclipses cada dos semanas? • El plano orbital de la Luna no coincide con el plano orbital de la Tierra (la eclíptica) • Este plano está inclinado unos 5º respecto de la eclíptica La Luna atraviesala eclíptica en dospuntos de su órbitallamados nodos

8. ¿Eclipses cada dos semanas? • Los dos requisitos para que un eclipse tenga lugar son: • Luna nueva (eclipse solar) o Luna llena (eclipse lunar) y • La Luna situada en uno de los nodos de la órbita

9. Tipos de eclipse solar • Eclipse total: tiene lugar cuando la Luna está cerca de la Tierra • Sólo visible dentro de la zona de umbra • Eclipse parcial: visible desde cualquier lugar de la penumbra • Eclipse anular: sucede cuando la Luna está “lejos” de la Tierra y la umbra no alcanza la Tierra

10. Eclipse solar desde el espacio • Sombra del eclipse del 11 de julio de 1991 • Visible de Méjico a Brasil La umbra tiene 270 km de diámetro como máximo

11. Eclipse solar total y parcial • Un eclipse solar puede ser muy distinto en dos lugares cercanos de la Tierra • Una distancia de decenas de km nos puede llevar fuera del camino de totalidad

12. Eclipses solares de 1980 a 2000 Frecuencia: uno cada año o cada dos años

13. Eclipse del 11 de agosto de 1999 • Este mapa muestra: • El “camino” seguido por la sombra del Sol (eclipse total) • El porcentaje de disco solar eclipsado • Los lugares en que el eclipse empezó a la salida del Sol o terminó a la puesta

14. ¿Próximo eclipse visible desde Mallorca?

15. ¿Pero cuándo @#!?

16. Fases de un eclipse solar • Serie de imágenes tomadas cada ~5 min • Eclipse solar del 21 de junio de 2001 primer contacto segundo contacto tercer contacto cuarto contacto

17. Fases de un eclipse solar • El tamaño angular aparente de la Luna y el Sol es casi idéntico • La Luna es un coronógrafo perfecto • Entre el segundo y el tercer contacto se eclipsa completamente la fotosfera • Podemos ver las regiones más bajas de la atmósfera solar, justo por encima de la fotosfera • La primera de estas regiones es la cromosfera • Por encima de ella se encuentra la corona

18. Cromosfera y protuberancias • La cromosfera es una región estrecha de color rojo • Las protuberancias son nubes inmersas en la corona solar

19. Corona • No presenta emisión en un color determinado, sino que emite en todo el espectro visible • Posee estructuras intrincadas

20. Eclipse solar completo • Mismas imágenes que antes (tomadas cada 5 min)

21. Eclipse solar: totalidad • Eclipse del 3 de noviembre de 1994 (La Lava, Bolivia) • Antes y después de la totalidad vemos el “anillo de diamantes” (una pequeña parte de la fotosfera es visible todavía) Duración máxima de la totalidad: 7.5 min

22. CROMOSFERA

23. Cromosfera roja • Tanto la cromosfera como la corona son mucho menos luminosas que la fotosfera • De ahí que durante el siglo XIX fuese necesario aprovechar los eclipses para poder observarlas • La cromosfera envuelve a la fotosfera como una capa fina de unos pocos miles de km de grosor • El color rojo de la cromosfera es debido a que el plasma emite fuertemente en la línea Hα • Esta emisión es mucho más intensa que la del resto del espectro y su color domina • El nombre de esta región proviene del griego chromos, que significa color

24. Temperatura cromosférica • ¿Cómo tiene lugar esta emisión en Hα? • La cromosfera se encuentra a una temperatura cercana a los 10,000 K, en la cual el nivel n = 2 del átomo de Hidrógeno alcanza su población máxima • Por ello la cromosfera es muy eficiente en cuanto a la absorción de fotones que excitan el H del nivel n = 2 a un nivel superior • Esto genera las líneas de Balmer en el espectro solar(fotosférico)

25. Transiciones en la cromosfera • Una vez excitados desde n = 2, los átomos de la cromosfera se desexcitan en una o más etapas • La transición de n = 3 a n = 2 es la que ocurre con más frecuencia Así pues, la cromosfera emite muchos fotones en la línea Hα También emite en otras líneas espectrales (de He y Ca, por ejemplo)

26. Cromosfera y filtros • En definitiva, la cromosfera está iluminada desde abajo por la luz que emerge de la fotosfera • Así se genera un espectro de emisión con diferentes líneas espectrales (de H, Ca, He, …) • Para observar la cromosfera podemos emplear un filtro centrado en una línea espectral apropiada • Este tipo de filtro selecciona la luz que tiene una longitud de onda precisa y descarta el resto • Las ventajas de esta técnica son: • Podemos observar la cromosfera sin necesidad de esperar a que haya un eclipse de Sol • Podemos observarla “de frente”, sobre el disco solar

27. Cromosfera y filtros • Las líneas espectrales útiles son aquéllas que involucran una transición electrónica cuyo nivel de partida se encuentra suficientemente poblado a ~10,000 K • Las líneas más empleadas son Hα (a 656.3 nm), CaII K (a 393.3 nm) • Recientemente se observa en una línea de He con una longitud de onda de 30.4 nm (UV) • Telescopio EIT en SOHO CaII K Hα

28. Cromosfera y filtros • Cada línea espectral tiene sus propia dependencia con la temperatura: • Hα es sensible a temperaturas entre 8000 y 20,000K • La de CaII K es sensible a temperaturas cercanas a 10,000 K (entre 8000 K y 12,000 K) • La temperatura de la atmósfera solar crece por encima de la fotosfera (en la cromosfera y corona) • La línea de CaII K se forma en la parte baja de la cromosfera, mientras que la Hα se forma en un rango mayor de alturas

29. Cromosfera y fotosfera • Tenemos tres imágenes de 80 Mm de lado • Luz blanca, CaII K y Hα(¡ vemos alturas diferentes !) luz blanca: manchas, poros y granulación CaII K: granulación destaca menos Hα: fibrillas cromosféricas

30. Campo magnético en la cromosfera • Los puntos brillantes de la cromosfera son concentraciones de campo magnético • La intensidad del campo magnético es muy inferior a la de las manchas • En estos lugares se produce un calentamiento del gas, que se ve brillante en CaII K sobre todo • Es una estructura de la parte baja de la cromosfera

31. Reticulado cromosférico Una imagen de todo el disco en CaII K nos permite apreciar que estos núcleos brillantes forman un reticulado que cubre toda la cromosfera (excepto las manchas) ¿Se trata de la granulación? Chromospheric network

32. Comparación entre CaII K y Hα • El mayor parecido lo encontramos en las regiones más brillantes,asociadas con manchas • El reticulado no se ve en Hα • Sin embargo, en Hα vemos filamentosy protuberancias

33. Reticulado cromosférico • El origen del reticulado se encuentra en los movimientos convectivos a gran escala que tienen lugar dentro de la zona de convección • El campo magnético es arrastrado por los movimientos transversales del plasma hacia los bordes de estas “superceldas” convectivas

34. Reticulado cromosférico • El campo magnético se concentra en los bordes de estas “superceldas” • Un mecanismo que aún se desconoce calienta el plasma en estos lugares de campo intenso • Falta un detalle: ¿podemos estar seguros de que las “superceldas” existen? • Sí, y se conocen como supergránulos • Su tamaño es de unos 30,000 km

35. Supergranulación • Para probar la existencia de los supergránulos hacemos un Dopplergrama de la fotosfera • A continuación podemos restar el efecto dominante de la rotaciónsolar y…

36. Supergranulación • Además hemos promediado 45 imágenes tomadas a lo largo de 50 minutos • De esta manera conseguimos eliminar los movimientos fotosféricos de corto periodo (oscilación de 5 minutos y granulación) • Los movimientos en la superficie están claramente estructurados

37. Supergranulación • Los movimientos de acercamiento hacia nosotros (negro) y de alejamiento (blanco) aparecen en forma de granos de arroz bien definidos • Los “granos” se presentan a pares • El “grano” blanco se situa hacia el limbo

38. Supergranulación • Conclusión: vemos la parte superior de los supergránulos en un Dopplergrama (fotosfera) • Tamaño de los granos ~30 Mm

39. Espículas • Las espículas son chorros estrechos de material cromosférico de unos 10,000 km de largo • Imagen en Hα del limbo solar • Se trata de estructuras muy dinámicas • Velocidad ~30 km/s • Vida media ~15 min

40. Espículas • La distribución espacial de las espículas no es uniforme • Se hallan en los bordes del reticulado cromosférico • ¿Cómo se generan las espículas? ¿Las ocasiona el campo magnético delreticulado cromosférico?

41. El Sol en He 304 Å • Esta línea es sensible a una temperatura de ~50,000 K Paso de la cromosfera a la corona: región de transición Observamos la parte superior de la cromosfera, las protuberancias y bucles coronales relativamente fríos

42. PROTUBERANCIAS SOLARES

43. Protuberancias y filamentos • Como mejor se observan es con un filtro de Hα • Sobre el disco son oscuras ya que absorben la luz que reciben de abajo • En el limbo son brillantes gracias a que reemiten la radiación en todas direcciones • Son nubes de gas suspendidas en la corona, por encima de la cromosfera Filamento Protuberancia

44. El Sol en Hα • Para construir esta película se ha tomado una imagen del disco en Hα y se ha unido con otra imagen del limbo obtenida con un disco ocultador

45. Protuberancias en He 304 Å • La gran protuberancia del hemisferio sur empieza como filamento y se acaba viendo en emisión en el limbo

46. Protuberancias en He 304 Å • Muchas de estas protuberancias son activas • Y algunas de ellas son expulsadas

47. Erupción de protuberancias • Durante su erupción las protuberancias adquieren formas muy variadas • En las películas anteriores este fenómeno no se observa suficientemente bien por falta de resolución temporal

48. Erupción de protuberancias • Las películas duran ~5 horas y ~3 horas

49. Protuberancias activas y quiescentes • Además de las protuberancias activas, hay protuberancias quiescentes • Muestran un nivel de actividad mucho menor • Tienen un tiempo de vida mucho más largo (semanas o incluso meses) • Su estructura no permanece fija a lo largo de su vida • Activas: se encuentran dentro de regiones activas • Se hallan fuera de regionesactivas

50. Protuberancia quiescente • Movimientos de plasma dentro de una protuberancia (duración de la película ~8 horas)