Astronomía

¿Se está oscureciendo las extremidades porque en el centro estamos mirando directamente al núcleo, mientras que en las extremidades solo vemos la parte fotosférica?

¿Se está oscureciendo las extremidades porque en el centro estamos mirando directamente al núcleo, mientras que en las extremidades solo vemos la parte fotosférica?



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¿Se está oscureciendo el Sol en las extremidades porque en el centro estamos mirando directamente el núcleo y las diferentes zonas, mientras que en las extremidades solo vemos la parte fotosférica (y menos debajo de la parte fotosférica)? ¿O hay alguna otra física detrás de este fenómeno?


No podemos ver el núcleo, pero podemos ver más profundamente en la fotosfera del sol. Las capas más profundas de la fotosfera son más calientes y brillantes, y esta es la causa del oscurecimiento de las extremidades.


La superficie visible del Sol se define por la ubicación dentro de la atmósfera del Sol desde la cual los fotones producidos en el gas pueden escapar hacia la Tierra. Esa ubicación está determinada por la cantidad de gas Entre él y la Tierra, ya que ese gas reabsorbería fotones si hubiera suficientes.

Ahora debes pensar en la geometría de un Sol aproximadamente simétrico y esférico. Cuando miramos el centro solar, los fotones pueden escapar de una determinada capa en su interior. Esa capa no está cerca del núcleo del Sol, es la fotosfera solar a una temperatura de aproximadamente 6000 K y en un radio de $ 6,96 veces 10 ^ 8 $ m desde el centro.

Ahora imagina mirar hacia la extremidad. Se alcanza la misma cantidad de gas intermedio cuando se llega a una capa en el Sol que se encuentra en un radio mayor que en el centro solar. Debido a que la temperatura disminuye a medida que se mueve hacia afuera en la fotosfera solar, esta capa es más fría y tiene un brillo superficial más bajo (el brillo superficial es proporcional a $ T ^ 4 $). Como resultado, el centro solar parece más caliente y brillante que la rama del Sol.


Blogs de astronomía / ciencia de Mary

Aunque he amado la astronomía toda mi vida, solo me interesé seriamente en la observación solar alrededor de 2010/2011. Siempre había pensado que la astronomía solar no era & # 8217t & # 8220 astronomía apropiada & # 8221 y que era aburrida y aburrida. ¡Estaba tan equivocado! El Sol siempre está cambiando con el equipo correcto, podemos observar las manchas solares que se mueven a través de la superficie todos los días, y con un telescopio solar especializado podemos ver lo que está sucediendo dentro del Sol y la atmósfera exterior, una región del Sol que es extremadamente dinámica.

El Sol es nuestra estrella más cercana. Después del Sol, nuestra estrella más cercana es Proxima Centauri, que está a 4,2 años luz de distancia, pero la mayoría de las estrellas están mucho más lejos que esto, por lo que con esas enormes distancias, nuestras observaciones están restringidas. Esto significa que estudiar el Sol es realmente importante porque las observaciones de su comportamiento pueden darnos una idea de lo que está sucediendo dentro de otras estrellas más distantes. Hay un número cada vez mayor de personas que observan y obtienen imágenes del Sol con una variedad de equipos especialmente adaptados. Puede ser un área de la astronomía desalentadora debido a los problemas de seguridad involucrados. A veces también he visto cierta confusión sobre qué características solares se pueden ver con qué equipo. Este artículo resumirá las características principales del Sol y cómo puede observarlas de manera segura. Al final, compartiré algunos consejos que pueden ayudarlo a comenzar con la astrofotografía solar.

La fotosfera
La fotosfera tiene 500 km de espesor y es donde se origina la mayor parte de la luz solar. Esto suena como una capa muy gruesa, pero cuando se considera el diámetro del Sol, es comparativamente muy delgada. Como resultado de toda la luz que emite, hace mucho calor. La temperatura oscila entre 9000 y 4500 K, pero tiene un promedio de alrededor de 5800 K. Sin embargo, tiene una densidad muy baja, probablemente unas 1000 veces menos densa que el aire que respiramos en la Tierra. Debido a que hay tanta luz que se origina en la fotosfera, es necesario usar un filtro para bloquear la mayor parte de esta luz con el fin de estudiar las características de la superficie. Cuando miras fotos de la fotosfera, las primeras características obvias que notas son el oscurecimiento de las extremidades y las manchas solares. Más desafiante es la granulación superficial.

Manchas solares
Las manchas solares aparecen como regiones más oscuras dentro de la fotosfera; son más oscuras porque son más frías que el área circundante. Por lo general, el centro de una mancha solar está alrededor de 4200 K, aproximadamente 1600 K más frío que el resto de la fotosfera. Son un fenómeno transitorio, que suele durar un par de semanas. Debido a que duran tanto tiempo, es posible medir el período de rotación del Sol siguiendo el movimiento de las manchas solares en la superficie, y así es exactamente como los primeros astrónomos solares calcularon el período de rotación del Sol y descubrieron que el Sol exhibe una rotación diferencial . En el ecuador, el Sol tarda algo menos de 26 días en completar una rotación, sin embargo, en los polos tarda 36 días. Las manchas solares varían mucho en tamaño. Si bien pueden parecer pequeñas en comparación con el diámetro del Sol, cada mancha solar suele ser fácilmente más grande que el diámetro de la Tierra. ¡Los excepcionalmente grandes pueden medir 200.000 km! Son causados ​​por cambios localizados en el campo magnético, lo que provoca la interrupción de las corrientes de convección en las regiones debajo de la fotosfera, lo que a su vez significa que el calor no puede aumentar adecuadamente. Esto provoca una disminución localizada de la temperatura y estas regiones parecen más oscuras que el área circundante. Las manchas solares generalmente se componen de dos partes, el centro o umbra, y el área exterior llamada penumbra, como se ve en la imagen de abajo. La penumbra es un poco más cálida que la umbra, por lo que no parece ser tan oscura. Las manchas solares están asociadas con el campo magnético muy complejo del Sol. Si superpone un magnetograma del Sol sobre la parte superior de las regiones activas, se verá muy similar al patrón que hacen las limaduras de hierro cuando se colocan sobre la parte superior de una barra magnética y las manchas solares tienen regiones de carga magnética opuesta.

Las manchas solares a menudo aparecen en grupos y, a medida que giran hacia la vista en el lado que mira hacia la Tierra, se les asigna un número que comienza con las iniciales AR que significa & # 8220active region & # 8221. Incluso si un grupo de manchas solares dura lo suficiente como para que desaparezca alrededor de la parte posterior del Sol y luego reaparezca un par de semanas más tarde, todavía se le asigna un nuevo número de AR a medida que gira de nuevo a la vista de la Tierra. Las manchas solares son un indicador directo de la actividad solar y están asociadas con las erupciones solares. Durante los períodos de mayor actividad hay más manchas solares, mientras que durante los períodos de baja actividad hay menos, a veces ninguna. La tendencia hacia un número de manchas solares más alto y más bajo sigue un ciclo periódico que se conoce como ciclo solar, y después de muchos años de recopilación de datos, se ha comprobado que, en términos de números de manchas solares, el ciclo dura aproximadamente 11 años. Sin embargo, desde un punto de vista magnético, la duración real del ciclo de las manchas solares es de 22 años porque al final de cada ciclo de 11 años, el dipolo sufre una inversión de polaridad.




Granulación solar
Si observa detenidamente la imagen de arriba, verá que está formada por un patrón complejo de gránulos. Cada gránulo se parece un poco a una celda brillante. Cambian constantemente, por lo general solo duran entre 5 y 10 minutos. Cada gránulo es la parte superior de la columna de convección ascendente de material caliente que proviene de las profundidades del sol. A medida que el material caliente se eleva y alcanza la parte superior de la columna, comienza a extenderse horizontalmente y luego comienza a enfriarse y volver a hundirse. Esto forma los canales más oscuros que se pueden distinguir entre los gránulos más brillantes. Aunque parecen pequeños, cada gránulo mide unos 1000 km de ancho. Son un desafío para observar desde la Tierra porque nuestra atmósfera causa interferencia, pero la granulación es más fácil de detectar en las imágenes y hace un tema de lapso de tiempo realmente interesante.

Fáculas
Alrededor de los bordes de las imágenes de luz blanca, puede ver pequeños canales brillantes serpenteando a través de la fotosfera. Se llaman fáculas y están formadas por una fuerte concentración de líneas de campo magnético que se forman en los cañones entre los gránulos solares. Puede ver algunas fáculas en el lado derecho de la imagen de abajo.

Estudiar la cromosfera
Para ver la cromosfera desde la Tierra, necesitamos una forma alternativa de bloquear la luz de la fotosfera. Una forma de hacerlo es restringir las longitudes de onda de la luz que son visibles mediante el uso de filtros especiales. Para comprender cómo funcionan estos filtros, es necesario comprender la naturaleza de la luz.

La luz es solo una parte del espectro electromagnético (EM). En un extremo del espectro EM tenemos rayos gamma con la longitud de onda más corta. Luego vienen los rayos X, luego los ultravioleta. Luego tenemos la luz visible, que se puede dividir en sus partes componentes usando un prisma, o en un día lluvioso puede ver esto en funcionamiento en forma de arco iris. En la longitud de onda más corta del espectro visible se encuentra la luz violeta y la más larga es la luz roja. Más allá del rango visible tenemos el infrarrojo, seguido de las microondas, y finalmente, con la longitud de onda más larga de todas, tenemos las ondas de radio. Las longitudes de onda a menudo se miden en nanómetros (nm) 1nm = 0.000000001 metros, pero también verá la frecuencia de las ondas medidas en Hertz (cuanto más corta es la longitud de onda, mayor es la frecuencia) o Angstroms (1 Angstrom = 1 10 mil millonésima parte de un metro). Hay ciertas longitudes de onda en las que la luz de la cromosfera se vuelve más prominente que la de la fotosfera. Los dos más utilizados son el hidrógeno-alfa (H-alfa), que restringe la vista a la luz con una longitud de onda de 656,3 nm, y el calcio-K, que la limita a 393,3 nm. Entonces, ¿por qué los nombres H-alfa y Calcio-K? Se relaciona con el comportamiento de los átomos dentro de la cromosfera. Los átomos de hidrógeno son muy eficientes para absorber y emitir radiación. En esta situación, los átomos de hidrógeno absorben gran parte de la radiación de 656,3 nm procedente de la fotosfera, pero al mismo tiempo tienen sus propias emisiones muy importantes a esa misma longitud de onda. Estas emisiones son responsables de que la cromosfera sea de color rojizo. El hidrógeno también se comporta de esta manera en longitudes de onda más cortas, por lo que, además de H-alfa, puede usar filtros H-beta, H-gamma o H-delta. De manera similar, los átomos de calcio hacen lo mismo pero a una longitud de onda de 393,3 nm para los filtros de calcio-K o 396,8 nm para los de calcio-H. Los telescopios solares dedicados, como la gama disponible de Lunt o Coronado, contendrán filtros alfa de hidrógeno extremadamente específicos de un especialista. Otro producto en el mercado que le permite ver el Sol en estas longitudes de onda es el módulo Quark Chromosphere. Tenga en cuenta & # 8211 que este equipo es extremadamente especializado y no es lo mismo que intentar usar un filtro alfa de hidrógeno diseñado para astrofotografía de cielo profundo, así que NUNCA intente ver el Sol con uno de esos tipos de filtro.
Esa es la explicación de los filtros fuera del camino, así que veamos las características de la cromosfera.

La cromosfera
Las imágenes tomadas con H-alfa y calcio-K se ven muy diferentes a las tomadas con luz blanca porque estás mirando una parte totalmente diferente del Sol. Con luz blanca, estás mirando las características de la superficie de la fotosfera. En las longitudes de onda restringidas que se usan con H-alfa y calcio-K, está mirando directamente a la cromosfera. No es uniforme como la fotosfera debajo de él y se ha descrito como & # 8220 una capa de espuma agitada por la fotosfera & # 8221. Una de las características más sorprendentes de la cromosfera es que es más caliente que la fotosfera, con una temperatura que oscila entre los 4.500 y los 100.000 K.

Plages
Tanto en H-alfa como en Calcio-K, la característica más destacada es la presencia de manchas brillantes esparcidas por la superficie, algunas de las cuales se agrupan para formar parches realmente brillantes llamados plages. Estas regiones brillantes están ubicadas directamente sobre las regiones activas de la fotosfera y están estrechamente conectadas a las fáculas. Por lo general, están presentes en la parte superior o muy cerca de un grupo de manchas solares. Las siguientes imágenes muestran el Sol en luz blanca e hidrógeno alfa el mismo día. En la primera imagen puede ver el gran grupo de manchas solares en la parte inferior derecha con luz blanca y sus placas asociadas en H-alfa. La segunda imagen es una vista de cerca de una región activa fotografiada con luz blanca y H-alfa y, una vez más, puede ver las placas en relación con las regiones activas.


Contenido

El nombre propio en inglés sol desarrollado a partir del inglés antiguo Sunne y puede estar relacionado con Sur. Cognados al inglés sol aparecen en otros idiomas germánicos, incluido el frisón antiguo Sunne, sonne, Viejo sajón sunna, Holandés medio sonne, holandés moderno zona, Alto alemán antiguo sunna, alemán moderno Sonne, Nórdico antiguo sunnay gótico sunnō. Todos los términos germánicos para el sol provienen del proto-germánico *sunnōn. [21] [22]

El nombre latino del sol, Sol, no se usa comúnmente en el inglés cotidiano. Sol Los astrónomos planetarios también lo utilizan para referirse a la duración de un día solar en otro planeta, como Marte. [23] La palabra relacionada solar es el término adjetivo habitual utilizado, [24] [25] en términos como día solar, eclipse solar y Sistema Solar.

El nombre del día de la semana en inglés domingo proviene del inglés antiguoSunnandæg "Día del sol", desde antes del 700). Este nombre es, en última instancia, el resultado de una interpretación germánica del latín dies solis. El latino muere solis es en sí misma una traducción del griego ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou). [26]

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G que comprende aproximadamente el 99,86% de la masa del Sistema Solar. El Sol tiene una magnitud absoluta de +4,83. Se estima que es más brillante que aproximadamente el 85% de las estrellas de la Vía Láctea, la mayoría de las cuales son enanas rojas. [27] [28] El Sol es una estrella [b] de Población I, o rica en elementos pesados. [29] La formación del Sol puede haber sido provocada por ondas de choque de una o más supernovas cercanas. [30] Esto se sugiere por una gran abundancia de elementos pesados ​​en el Sistema Solar, como el oro y el uranio, en relación con la abundancia de estos elementos en las estrellas de la denominada Población II, pobres en elementos pesados. Los elementos pesados ​​podrían haber sido producidos de manera más plausible por reacciones nucleares endotérmicas durante una supernova. También podrían haber sido producidos por transmutación a través de la absorción de neutrones dentro de una estrella masiva de segunda generación. [29]

El Sol es, con mucho, el objeto más brillante del cielo de la Tierra, con una magnitud aparente de -26,74. [31] [32] Esto es aproximadamente 13 mil millones de veces más brillante que la siguiente estrella más brillante, Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1,46. La distancia media del centro del Sol al centro de la Tierra es de aproximadamente 1 unidad astronómica (aproximadamente 150.000.000 km 93.000.000 mi). Sin embargo, la distancia varía a medida que la Tierra pasa del perihelio en enero al afelio en julio. [33] A esta distancia promedio, la luz viaja desde el horizonte del Sol al horizonte de la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos, mientras que la luz de los puntos más cercanos del Sol y la Tierra tarda unos dos segundos menos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [c] en la Tierra mediante la fotosíntesis, [34] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra.

El Sol no tiene un límite definido, pero su densidad disminuye exponencialmente al aumentar la altura por encima de la fotosfera. [35] Sin embargo, a los efectos de la medición, se considera que el radio del Sol es la distancia desde su centro hasta el borde de la fotosfera, la superficie visible aparente del Sol. [36] Según esta medida, el Sol es una esfera casi perfecta con un achatamiento estimado en alrededor de 9 millonésimas. [37] Esto significa que su diámetro polar se diferencia de su diámetro ecuatorial en sólo 10 kilómetros (6,2 millas). [38] El efecto de marea de los planetas es débil y no afecta significativamente la forma del Sol. [39] El Sol gira más rápido en su ecuador que en sus polos. Esta rotación diferencial es causada por el movimiento convectivo debido al transporte de calor y la fuerza de Coriolis debido a la rotación del Sol. En un marco de referencia definido por las estrellas, el período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador y 33,5 días en los polos. Visto desde la Tierra mientras orbita el Sol, el período de rotación aparente del Sol en su ecuador es de unos 28 días. [40]

La constante solar es la cantidad de energía que el Sol deposita por unidad de área que está directamente expuesta a la luz solar. La constante solar es igual a aproximadamente 1368 W / m 2 (vatios por metro cuadrado) a una distancia de una unidad astronómica (AU) del Sol (es decir, en la Tierra o cerca de ella). [41] La luz solar en la superficie de la Tierra es atenuada por la atmósfera de la Tierra, por lo que llega menos energía a la superficie (más cerca de 1000 W / m 2) en condiciones despejadas cuando el Sol está cerca del cenit. [42] La luz solar en la parte superior de la atmósfera terrestre está compuesta (por energía total) de aproximadamente un 50% de luz infrarroja, un 40% de luz visible y un 10% de luz ultravioleta. [43] La atmósfera en particular filtra más del 70% del ultravioleta solar, especialmente en las longitudes de onda más cortas. [44] La radiación ultravioleta solar ioniza la atmósfera superior del lado diurno de la Tierra. Esto crea la ionosfera conductora de electricidad. [45]

El color del Sol es blanco, con un índice de espacio de color CIE cercano (0.3, 0.3), cuando se ve desde el espacio o cuando el Sol está alto en el cielo. Al medir todos los fotones emitidos, el Sol en realidad está emitiendo más fotones en la parte verde del espectro que cualquier otro. [46] [47] Cuando el Sol está bajo en el cielo, la dispersión atmosférica hace que el Sol sea amarillo, rojo, naranja o magenta. A pesar de su blancura típica, la mayoría de la gente imagina mentalmente al Sol como amarillo. Las razones de esto son objeto de debate. [48] ​​El Sol es una estrella G2V, con G2 indicando su temperatura superficial de aproximadamente 5,778 K (5,505 ° C, 9,941 ° F), y V que, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de la secuencia principal. [49] [50] La luminancia promedio del Sol es de alrededor de 1,88 giga candelas por metro cuadrado, pero como se ve a través de la atmósfera de la Tierra, se reduce a alrededor de 1,44 Gcd / m 2. [d] Sin embargo, la luminancia no es constante en todo el disco solar (oscurecimiento de las extremidades).

El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio. En este momento de la vida del Sol, representan el 74,9% y el 23,8% de la masa del Sol en la fotosfera, respectivamente. [51] Todos los elementos más pesados, llamados rieles en astronomía, representan menos del 2% de la masa, siendo el oxígeno (aproximadamente el 1% de la masa del Sol), el carbono (0,3%), el neón (0,2%) y el hierro (0,2%) los más abundantes. [52]

La composición química original del Sol se heredó del medio interestelar a partir del cual se formó. Originalmente habría contenido aproximadamente 71,1% de hidrógeno, 27,4% de helio y 1,5% de elementos más pesados. [51] El hidrógeno y la mayor parte del helio en el Sol habrían sido producidos por la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros 20 minutos del universo.Los elementos más pesados ​​fueron producidos por generaciones anteriores de estrellas antes de que se formara el Sol. Los elementos más pesados ​​se esparcen hacia el medio interestelar durante las etapas finales de la vida estelar y por eventos como las supernovas. [53]

Desde que se formó el Sol, el principal proceso de fusión ha consistido en fusionar hidrógeno en helio. Durante los últimos 4.600 millones de años, la cantidad de helio y su ubicación dentro del Sol ha cambiado gradualmente. Dentro del núcleo, la proporción de helio ha aumentado de aproximadamente un 24% a aproximadamente un 60% debido a la fusión. Algunos de los elementos pesados ​​y de helio se han asentado desde la fotosfera hacia el centro del Sol debido a la gravedad. Las proporciones de metales (elementos más pesados) no cambian. El calor se transfiere hacia afuera desde el núcleo del Sol por radiación en lugar de por convección (ver Zona radiativa a continuación), por lo que los productos de fusión no se elevan hacia afuera por el calor, permanecen en el núcleo [54] y gradualmente se ha comenzado a formar un núcleo interno de helio. que no se puede fusionar porque actualmente el núcleo del Sol no está lo suficientemente caliente o denso para fusionar el helio. En la fotosfera actual, la fracción de helio se reduce y la metalicidad es solo el 84% de lo que era en la fase protoestelar (antes de que comenzara la fusión nuclear en el núcleo). En el futuro, el helio continuará acumulándose en el núcleo, y en aproximadamente 5 mil millones de años esta acumulación gradual eventualmente hará que el Sol salga de la secuencia principal y se convierta en una gigante roja. [55]

La composición química de la fotosfera normalmente se considera representativa de la composición del Sistema Solar primordial. [56] Las abundancias de elementos pesados ​​solares descritas anteriormente se miden típicamente usando espectroscopía de la fotosfera del Sol y midiendo abundancias en meteoritos que nunca se han calentado a temperaturas de fusión. Se cree que estos meteoritos retienen la composición del Sol protoestelar y, por lo tanto, no se ven afectados por el asentamiento de elementos pesados. En general, los dos métodos concuerdan bien. [19]

Elementos del grupo de hierro ionizados individualmente Editar

En la década de 1970, muchas investigaciones se centraron en la abundancia de elementos del grupo del hierro en el Sol. [57] [58] Aunque se realizaron importantes investigaciones, hasta 1978 fue difícil determinar la abundancia de algunos elementos del grupo del hierro (por ejemplo, cobalto y manganeso) mediante espectrografía debido a sus estructuras hiperfinas. [57]

El primer conjunto en gran parte completo de fuerzas de oscilador de elementos del grupo de hierro ionizado individualmente se puso a disposición en la década de 1960, [59] y posteriormente se mejoraron. [60] En 1978, se derivó la abundancia de elementos ionizados individualmente del grupo del hierro. [57]

Composición isotópica Editar

Varios autores han considerado la existencia de un gradiente en las composiciones isotópicas de los gases nobles solares y planetarios, [61] p. correlaciones entre composiciones isotópicas de neón y xenón en el Sol y en los planetas. [62]

Antes de 1983, se pensaba que todo el Sol tenía la misma composición que la atmósfera solar. [63] En 1983, se afirmó que era el fraccionamiento en el propio Sol lo que causaba la relación de composición isotópica entre los gases nobles planetarios y los implantados por el viento solar. [63]

La estructura del Sol contiene las siguientes capas:

  • Centro - el 20-25% más interno del radio del Sol, donde la temperatura (energías) y la presión son suficientes para que se produzca la fusión nuclear. El hidrógeno se fusiona en helio (que actualmente no se puede fusionar en este momento de la vida del Sol). El proceso de fusión libera energía y el helio se acumula gradualmente para formar un núcleo interno de helio dentro del núcleo mismo.
  • Zona radiativa - La convección no puede ocurrir hasta que esté mucho más cerca de la superficie del Sol. Por lo tanto, entre aproximadamente el 20-25% del radio y el 70% del radio, existe una "zona radiativa" en la que la transferencia de energía se produce por medio de radiación (fotones) en lugar de por convección.
  • Tacoclina - la región límite entre las zonas radiativa y convectiva.
  • Zona convectiva - Entre aproximadamente el 70% del radio del Sol y un punto cercano a la superficie visible, el Sol es lo suficientemente frío y difuso como para que ocurra la convección, y esto se convierte en el medio principal de transferencia de calor hacia el exterior, similar a las células meteorológicas que se forman en la tierra. atmósfera.
  • Fotosfera - la parte más profunda del Sol que podemos observar directamente con luz visible. Debido a que el Sol es un objeto gaseoso, no tiene una superficie claramente definida, sus partes visibles generalmente se dividen en una 'fotosfera' y una 'atmósfera'.
  • Atmósfera - un 'halo' gaseoso que rodea al Sol, que comprende la cromosfera, la región de transición solar, la corona y la heliosfera. Estos se pueden ver cuando la parte principal del Sol está oculta, por ejemplo, durante un eclipse solar.

Core Editar

El núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. [64] Tiene una densidad de hasta 150 g / cm 3 [65] [66] (aproximadamente 150 veces la densidad del agua) y una temperatura cercana a los 15,7 millones de kelvin (K). [66] Por el contrario, la temperatura de la superficie del Sol es de aproximadamente 5.800 K. Un análisis reciente de los datos de la misión SOHO favorece una tasa de rotación más rápida en el núcleo que en la zona radiativa de arriba. [64] Durante la mayor parte de la vida del Sol, la energía ha sido producida por fusión nuclear en la región del núcleo a través de una serie de reacciones nucleares llamadas cadena p – p (protón-protón). Este proceso convierte el hidrógeno en helio. [67] Solo el 0,8% de la energía generada en el Sol proviene de otra secuencia de reacciones de fusión llamada ciclo CNO. Se espera que esta proporción aumente a medida que el Sol envejece. [68]

El núcleo es la única región del Sol que produce una cantidad apreciable de energía térmica a través de la fusión. El 99% de la energía se genera dentro del 24% del radio del Sol, y en el 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del Sol es calentado por esta energía a medida que se transfiere hacia afuera a través de muchas capas sucesivas, finalmente a la fotosfera solar donde escapa al espacio a través de radiación (fotones) o advección (partículas masivas). [49] [69]

La cadena protón-protón ocurre alrededor de 9.2 × 10 37 veces por segundo en el núcleo, convirtiendo aproximadamente 3.7 × 10 38 protones en partículas alfa (núcleos de helio) cada segundo (de un total de

8,9 × 10 56 protones libres en el Sol), o alrededor de 6,2 × 10 11 kg / s. [49] La fusión de cuatro protones libres (núcleos de hidrógeno) en una sola partícula alfa (núcleo de helio) libera alrededor del 0,7% de la masa fusionada en forma de energía, [70] por lo que el Sol libera energía a una tasa de conversión masa-energía de 4,26 millones de unidades métricas. toneladas por segundo (que requiere 600 megatones métricos de hidrógeno [71]), para 384,6 yottavatios (3,846 × 10 26 W), [2] o 9,192 × 10 10 megatones de TNT por segundo. Sin embargo, la gran potencia de salida del Sol se debe principalmente al enorme tamaño y densidad de su núcleo (en comparación con la Tierra y los objetos en la Tierra), y solo se genera una cantidad bastante pequeña de energía por metro cúbico. Los modelos teóricos del interior del Sol indican una densidad de potencia máxima, o producción de energía, de aproximadamente 276,5 vatios por metro cúbico en el centro del núcleo, [72] que es aproximadamente la misma tasa de producción de energía que tiene lugar en el metabolismo de los reptiles o un pila de compost. [73] [e]

La velocidad de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio de autocorrección: una velocidad de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas, reduciendo la densidad y, por lo tanto, la velocidad de fusión y corrigiendo la la perturbación y una tasa ligeramente más baja causarían que el núcleo se enfríe y se contraiga ligeramente, aumentando la densidad y la tasa de fusión y volviéndola nuevamente a su tasa actual. [74] [75]

Zona radiativa Editar

Desde el núcleo hasta aproximadamente 0,7 radios solares, la radiación térmica es el medio principal de transferencia de energía. [76] La temperatura desciende de aproximadamente 7 millones a 2 millones de kelvin al aumentar la distancia desde el núcleo. [66] Este gradiente de temperatura es menor que el valor de la tasa de lapso adiabático y, por lo tanto, no puede impulsar la convección, lo que explica por qué la transferencia de energía a través de esta zona es por radiación en lugar de por convección térmica. [66] Los iones de hidrógeno y helio emiten fotones, que viajan sólo una breve distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones. [76] La densidad se reduce cien veces (de 20 g / cm 3 a 0,2 g / cm 3) de 0,25 radios solares a 0,7 radios, la parte superior de la zona radiativa. [76]

Tacoclina Editar

La zona radiativa y la zona convectiva están separadas por una capa de transición, la tacoclina. Esta es una región donde el cambio brusco de régimen entre la rotación uniforme de la zona radiativa y la rotación diferencial de la zona de convección da como resultado un gran cizallamiento entre las dos, una condición en la que sucesivas capas horizontales se deslizan una sobre la otra. [77] Actualmente, se hipotetiza (ver Dinamo solar) que una dinamo magnética dentro de esta capa genera el campo magnético del Sol. [66]

Zona convectiva Editar

La zona de convección del Sol se extiende desde 0,7 radios solares (500.000 km) hasta cerca de la superficie. En esta capa, el plasma solar no es lo suficientemente denso ni lo suficientemente caliente para transferir la energía térmica del interior hacia afuera a través de la radiación. En cambio, la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que las corrientes convectivas se desarrollen y muevan la energía del Sol hacia afuera, hacia su superficie. El material calentado en la tacoclina recoge calor y se expande, reduciendo así su densidad y permitiendo que suba. Como resultado, un movimiento ordenado de la masa se convierte en células térmicas que transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera del Sol que se encuentra arriba. Una vez que el material se enfría de manera difusa y radiativa justo debajo de la superficie fotosférica, su densidad aumenta y se hunde hasta la base de la zona de convección, donde nuevamente recoge calor de la parte superior de la zona de radiación y el ciclo convectivo continúa. En la fotosfera, la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad a solo 0,2 g / m 3 (aproximadamente 1 / 6.000 la densidad del aire al nivel del mar). [66]

Las columnas térmicas de la zona de convección forman una huella en la superficie del Sol dándole una apariencia granular llamada granulación solar en la escala más pequeña y supergranulación en escalas mayores. La convección turbulenta en esta parte exterior del interior solar mantiene la acción de la dínamo "a pequeña escala" sobre el volumen cercano a la superficie del Sol. [66] Las columnas térmicas del Sol son células de Bénard y toman la forma de prismas hexagonales. [78]

Fotosfera Editar

La superficie visible del Sol, la fotosfera, es la capa debajo de la cual el Sol se vuelve opaco a la luz visible. [79] Los fotones producidos en esta capa escapan del Sol a través de la atmósfera solar transparente sobre ella y se convierten en radiación solar, luz solar. El cambio de opacidad se debe a la disminución de la cantidad de iones H, que absorben la luz visible con facilidad. [79] Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H -. [80] [81] La fotosfera tiene decenas a cientos de kilómetros de espesor y es un poco menos opaca que el aire en la Tierra. Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la parte inferior, una imagen del Sol parece más brillante en el centro que en el borde o miembro del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento de las extremidades. [79] El espectro de la luz solar tiene aproximadamente el espectro de un cuerpo negro que irradia a 5.777 K, intercalado con líneas de absorción atómica de las tenues capas por encima de la fotosfera. La fotosfera tiene una densidad de partículas de

10 23 m −3 (aproximadamente el 0,37% del número de partículas por volumen de la atmósfera terrestre al nivel del mar). La fotosfera no está completamente ionizada; el grado de ionización es de aproximadamente el 3%, lo que deja casi todo el hidrógeno en forma atómica. [82]

Durante los primeros estudios del espectro óptico de la fotosfera, se encontraron algunas líneas de absorción que no correspondían a ningún elemento químico conocido entonces en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción eran causadas por un nuevo elemento al que denominó helio, en honor al dios griego del sol Helios. Veinticinco años después, se aisló helio en la Tierra. [83]

Atmósfera Editar

Durante un eclipse solar total, cuando el disco del Sol está cubierto por el de la Luna, se pueden ver partes de la atmósfera circundante del Sol. Está compuesto por cuatro partes distintas: la cromosfera, la región de transición, la corona y la heliosfera.

La capa más fría del Sol es una región de temperatura mínima que se extiende hasta unos 500 km por encima de la fotosfera y tiene una temperatura de unos 4.100 K. [79] Esta parte del Sol es lo suficientemente fría como para permitir la existencia de moléculas simples como el monóxido de carbono y el agua, que pueden detectarse a través de sus espectros de absorción. [84]

La cromosfera, la región de transición y la corona son mucho más calientes que la superficie del Sol. [79] La razón no se comprende bien, pero la evidencia sugiere que las ondas de Alfvén pueden tener suficiente energía para calentar la corona. [85]

Por encima de la capa de temperatura mínima hay una capa de unos 2.000 km de espesor, dominada por un espectro de líneas de emisión y absorción. [79] Se llama atmósfera de la raíz griega croma, que significa color, porque la cromosfera es visible como un destello de color al principio y al final de los eclipses solares totales. [76] La temperatura de la cromosfera aumenta gradualmente con la altitud, alcanzando alrededor de 20.000 K cerca de la parte superior. [79] En la parte superior de la cromosfera, el helio se ioniza parcialmente. [86]

Por encima de la cromosfera, en una región de transición delgada (alrededor de 200 km), la temperatura aumenta rápidamente de alrededor de 20.000 K en la cromosfera superior a temperaturas coronales más cercanas a 1.000.000 K. [87] El aumento de temperatura se ve facilitado por la ionización total del helio en la región de transición, que reduce significativamente el enfriamiento radiativo del plasma. [86] La región de transición no ocurre a una altitud bien definida. Más bien, forma una especie de nimbo alrededor de características cromosféricas como espículas y filamentos, y está en constante movimiento caótico. [76] La región de transición no es fácilmente visible desde la superficie de la Tierra, pero es fácilmente observable desde el espacio mediante instrumentos sensibles a la porción ultravioleta extrema del espectro. [88]

La corona es la siguiente capa del Sol. La corona baja, cerca de la superficie del Sol, tiene una densidad de partículas de alrededor de 10 15 m −3 a 10 16 m −3. [86] [f] La temperatura media de la corona y el viento solar es de aproximadamente 1.000.000-2.000.000 K, sin embargo, en las regiones más cálidas es de 8.000.000-20.000.000 K. [87] Aunque todavía no existe una teoría completa para explicar la temperatura del corona, se sabe que al menos parte de su calor proviene de la reconexión magnética. [87] [89] La corona es la atmósfera extendida del Sol, que tiene un volumen mucho mayor que el volumen encerrado por la fotosfera del Sol. Un flujo de plasma desde el Sol hacia el espacio interplanetario es el viento solar. [89]

La heliosfera, la tenue atmósfera más externa del Sol, está llena de plasma de viento solar. Esta capa más externa del Sol se define para comenzar en la distancia donde el flujo del viento solar se convierte en superalfvénic—Es decir, donde el flujo se vuelve más rápido que la velocidad de las ondas de Alfvén, [90] en aproximadamente 20 radios solares (0.1 AU). La turbulencia y las fuerzas dinámicas en la heliosfera no pueden afectar la forma de la corona solar en su interior, porque la información solo puede viajar a la velocidad de las ondas de Alfvén. El viento solar viaja hacia afuera continuamente a través de la heliosfera, [91] [92] formando el campo magnético solar en forma de espiral, [89] hasta que impacta la heliopausa a más de 50 UA del Sol. En diciembre de 2004, la sonda Voyager 1 atravesó un frente de choque que se cree que forma parte de la heliopausa. [93] A finales de 2012, la Voyager 1 registró un marcado aumento en las colisiones de rayos cósmicos y una fuerte caída en las partículas de menor energía del viento solar, lo que sugirió que la sonda había atravesado la heliopausa y había entrado en el medio interestelar. [94]

Fotones y neutrinos Editar

Los fotones de rayos gamma de alta energía liberados inicialmente con reacciones de fusión en el núcleo son absorbidos casi de inmediato por el plasma solar de la zona radiativa, generalmente después de viajar solo unos pocos milímetros. La reemisión ocurre en una dirección aleatoria y generalmente con una energía ligeramente menor. Con esta secuencia de emisiones y absorciones, la radiación tarda mucho en llegar a la superficie del Sol. Las estimaciones del tiempo de viaje de los fotones oscilan entre 10.000 y 170.000 años. [95] Por el contrario, los neutrinos, que representan aproximadamente el 2% de la producción total de energía del Sol, tardan solo 2,3 segundos en llegar a la superficie. Debido a que el transporte de energía en el Sol es un proceso que involucra fotones en equilibrio termodinámico con la materia, la escala de tiempo del transporte de energía en el Sol es más larga, del orden de 30.000.000 de años. Este es el tiempo que le tomaría al Sol volver a un estado estable, si la tasa de generación de energía en su núcleo cambiara repentinamente. [96]

Los neutrinos también son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero, a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol inmediatamente. Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el Sol fueron inferiores a las teorías predichas por un factor de 3. Esta discrepancia se resolvió en 2001 mediante el descubrimiento de los efectos de la oscilación de neutrinos: el Sol emite el número de neutrinos predicho por el teoría, pero los detectores de neutrinos faltaban 2 ⁄3 de ellos porque los neutrinos habían cambiado de sabor en el momento en que fueron detectados. [97]

Campo magnético Editar

El Sol tiene un campo magnético que varía a lo largo de la superficie del Sol. Su campo polar es 1-2 gauss (0,0001-0,0002 T), mientras que el campo es típicamente 3,000 gauss (0,3 T) en las características del Sol llamadas manchas solares y 10-100 gauss (0,001-0,01 T) en las prominencias solares. [2]

El campo magnético también varía en el tiempo y la ubicación. El ciclo solar cuasi-periódico de 11 años es la variación más prominente en la que el número y tamaño de las manchas solares aumenta y disminuye. [17] [99] [100]

Las manchas solares son visibles como parches oscuros en la fotosfera del Sol y corresponden a concentraciones de campo magnético donde se inhibe el transporte convectivo de calor desde el interior solar a la superficie. Como resultado, las manchas solares son un poco más frías que la fotosfera circundante y, por lo tanto, parecen oscuras. En un mínimo solar típico, se ven pocas manchas solares y, en ocasiones, no se puede ver ninguna. Los que sí aparecen se encuentran en latitudes solares elevadas. A medida que el ciclo solar avanza hacia su máximo, las manchas solares tienden a formarse más cerca del ecuador solar, un fenómeno conocido como ley de Spörer. Las manchas solares más grandes pueden tener decenas de miles de kilómetros de diámetro. [101]

Un ciclo de manchas solares de 11 años es la mitad de un ciclo de dínamo Babcock-Leighton de 22 años, que corresponde a un intercambio oscilatorio de energía entre campos magnéticos solares toroidales y poloidales.En el máximo del ciclo solar, el campo magnético dipolar poloidal externo está cerca de su intensidad mínima del ciclo dinamoidal, pero un campo cuadrupolar toroidal interno, generado a través de la rotación diferencial dentro de la tacoclina, está cerca de su intensidad máxima. En este punto del ciclo de la dínamo, la afluencia ascendente dentro de la zona convectiva fuerza la aparición de un campo magnético toroidal a través de la fotosfera, dando lugar a pares de manchas solares, alineadas aproximadamente de este a oeste y con huellas con polaridades magnéticas opuestas. La polaridad magnética de los pares de manchas solares se alterna en cada ciclo solar, un fenómeno conocido como ciclo de Hale. [102] [103]

Durante la fase de declive del ciclo solar, la energía se desplaza del campo magnético toroidal interno al campo poloidal externo, y las manchas solares disminuyen en número y tamaño. En el mínimo del ciclo solar, el campo toroidal es, correspondientemente, a la fuerza mínima, las manchas solares son relativamente raras y el campo poloidal está en su fuerza máxima. Con el aumento del siguiente ciclo de manchas solares de 11 años, la rotación diferencial desplaza la energía magnética del campo poloidal al toroidal, pero con una polaridad opuesta a la del ciclo anterior. El proceso continúa continuamente y, en un escenario idealizado y simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 años corresponde a un cambio, entonces, en la polaridad general del campo magnético a gran escala del Sol. [104] [105]

El campo magnético solar se extiende mucho más allá del propio Sol. El plasma de viento solar, conductor de electricidad, lleva el campo magnético del Sol al espacio, formando lo que se llama campo magnético interplanetario. [89] En una aproximación conocida como magnetohidrodinámica ideal, las partículas de plasma solo se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético. Como resultado, el viento solar que fluye hacia afuera extiende el campo magnético interplanetario hacia afuera, forzándolo a una estructura más o menos radial. Para un campo magnético solar dipolar simple, con polaridades hemisféricas opuestas a cada lado del ecuador magnético solar, se forma una delgada capa de corriente en el viento solar. [89] A grandes distancias, la rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la hoja de corriente correspondiente en una estructura en espiral de Arquímedes llamada espiral de Parker. [89] El campo magnético interplanetario es mucho más fuerte que el componente dipolo del campo magnético solar. El campo magnético dipolo del Sol de 50 a 400 μT (en la fotosfera) se reduce con el cubo inverso de la distancia a aproximadamente 0,1 nT a la distancia de la Tierra. Sin embargo, según las observaciones de la nave espacial, el campo interplanetario en la ubicación de la Tierra es de alrededor de 5 nT, unas cien veces mayor. [106] La diferencia se debe a los campos magnéticos generados por corrientes eléctricas en el plasma que rodea al Sol.

Variación en la actividad Editar

El campo magnético del Sol produce muchos efectos que se denominan colectivamente actividad solar. Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal tienden a ocurrir en grupos de manchas solares. Las corrientes de viento solar de alta velocidad que cambian lentamente se emiten desde los agujeros coronales en la superficie fotosférica. Tanto las eyecciones de masa coronal como las corrientes de viento solar de alta velocidad transportan el plasma y el campo magnético interplanetario hacia el exterior del Sistema Solar. [107] Los efectos de la actividad solar en la Tierra incluyen auroras en latitudes moderadas a altas y la interrupción de las comunicaciones por radio y la energía eléctrica. Se cree que la actividad solar jugó un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar.

Con la modulación del ciclo solar del número de manchas solares viene una modulación correspondiente de las condiciones climáticas espaciales, incluidas las que rodean la Tierra, donde los sistemas tecnológicos pueden verse afectados.

Cambio a largo plazo Editar

Algunos científicos creen que el cambio secular a largo plazo en el número de manchas solares está correlacionado con el cambio a largo plazo en la irradiancia solar, [108] que, a su vez, podría influir en el clima de la Tierra a largo plazo. [109] Por ejemplo, en el siglo XVII, el ciclo solar parecía haberse detenido por completo durante varias décadas. Se observaron pocas manchas solares durante un período conocido como el mínimo de Maunder. Esto coincidió en el tiempo con la era de la Pequeña Edad del Hielo, cuando Europa experimentó temperaturas inusualmente frías. [110] Se han descubierto mínimos extendidos anteriores mediante el análisis de los anillos de los árboles y parecen haber coincidido con temperaturas globales inferiores a la media. [111]

Una teoría reciente afirma que existen inestabilidades magnéticas en el núcleo del Sol que causan fluctuaciones con períodos de 41.000 o 100.000 años. Estos podrían proporcionar una mejor explicación de las edades de hielo que los ciclos de Milankovitch. [112] [113]

El Sol de hoy se encuentra aproximadamente a la mitad de la parte más estable de su vida. No ha cambiado drásticamente durante más de cuatro mil millones [a] años, y se mantendrá bastante estable durante más de cinco mil millones más. Sin embargo, después de que la fusión de hidrógeno en su núcleo se haya detenido, el Sol sufrirá cambios dramáticos, tanto internos como externos.

Formación Editar

El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años a partir del colapso de parte de una nube molecular gigante que consistía principalmente de hidrógeno y helio y que probablemente dio origen a muchas otras estrellas. [114] Esta edad se estima utilizando modelos informáticos de evolución estelar y mediante nucleocosmocronología. [11] El resultado es consistente con la fecha radiométrica del material más antiguo del Sistema Solar, hace 4.567 millones de años. [115] [116] Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60, que se forman solo en estrellas explosivas de vida corta. Esto indica que una o más supernovas deben haber ocurrido cerca del lugar donde se formó el Sol. Una onda de choque de una supernova cercana habría provocado la formación del Sol comprimiendo la materia dentro de la nube molecular y provocando el colapso de ciertas regiones bajo su propia gravedad. [117] Cuando un fragmento de la nube colapsó, también comenzó a rotar debido a la conservación del momento angular y se calentó con el aumento de la presión. Gran parte de la masa se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco que se convertiría en los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. La gravedad y la presión dentro del núcleo de la nube generaron mucho calor a medida que acumulaba más materia del disco circundante, lo que finalmente desencadenó la fusión nuclear.

HD 162826 y HD 186302 son supuestos hermanos estelares del Sol, que se formaron en la misma nube molecular.

Secuencia principal Editar

El Sol está aproximadamente a la mitad de su etapa de secuencia principal. Durante la etapa de la secuencia principal, las reacciones de fusión nuclear en el núcleo del Sol fusionan hidrógeno en helio. Cada segundo, más de cuatro millones de toneladas de materia se convierten en energía dentro del núcleo del Sol. Esto produce neutrinos y radiación solar. A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora alrededor de 100 veces la masa de la Tierra en energía, aproximadamente el 0,03% de la masa total del Sol. El Sol pasará un total de aproximadamente 10 mil millones de años como estrella de la secuencia principal. [119] El Sol se está calentando gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal, porque los átomos de helio en el núcleo ocupan menos volumen que los átomos de hidrógeno que se fusionaron. Por lo tanto, el núcleo se está encogiendo, lo que permite que las capas externas del Sol se muevan más cerca del centro y experimenten una fuerza gravitacional más fuerte, de acuerdo con la ley del cuadrado inverso. Esta fuerza más fuerte aumenta la presión sobre el núcleo, que se resiste mediante un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión. Este proceso se acelera a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. Se estima que el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos 4.500 millones de años. [120] En la actualidad, su brillo está aumentando en aproximadamente un 1% cada 100 millones de años. [121]

Después del agotamiento del hidrógeno del núcleo Editar

El Sol no tiene suficiente masa para explotar como supernova. En cambio, saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en una gigante roja. [122] [123] Como gigante roja, el Sol crecerá tanto que engullirá a Mercurio, Venus y probablemente la Tierra. [123] [124]

Incluso antes de que se convierta en una gigante roja, la luminosidad del Sol casi se habrá duplicado y la Tierra recibirá tanta luz solar como Venus hoy. Una vez que el hidrógeno del núcleo se agote en 5.400 millones de años, el Sol se expandirá a una fase subgigante y lentamente duplicará su tamaño durante aproximadamente 500 millones de años. Luego se expandirá más rápidamente durante aproximadamente 500 millones de años hasta que sea más de doscientas veces más grande que hoy y un par de miles de veces más luminoso. Esto luego comienza la fase de la rama de gigante roja donde el Sol pasará alrededor de mil millones de años y perderá alrededor de un tercio de su masa. [123]

Después de la rama del gigante rojo, al Sol le quedan aproximadamente 120 millones de años de vida activa, pero suceden muchas cosas. Primero, el núcleo, lleno de helio degenerado, se enciende violentamente en el destello de helio, donde se estima que el 6% del núcleo, en sí mismo el 40% de la masa del Sol, se convertirá en carbono en cuestión de minutos a través de la triple alfa. proceso. [125] El Sol entonces se encoge a alrededor de 10 veces su tamaño actual y 50 veces la luminosidad, con una temperatura un poco más baja que la actual. Entonces habrá alcanzado el grupo rojo o la rama horizontal, pero una estrella de la masa del Sol no evoluciona hacia el azul a lo largo de la rama horizontal. En cambio, simplemente se vuelve moderadamente más grande y más luminoso durante unos 100 millones de años a medida que continúa reaccionando con el helio en el núcleo. [123]

Cuando se agote el helio, el Sol repetirá la expansión que siguió cuando se agotó el hidrógeno en el núcleo, excepto que esta vez todo sucede más rápido y el Sol se vuelve más grande y más luminoso. Esta es la fase de rama asintótica-gigante, y el Sol reacciona alternativamente hidrógeno en una capa o helio en una capa más profunda. Después de unos 20 millones de años en la rama gigante asintótica temprana, el Sol se vuelve cada vez más inestable, con una rápida pérdida de masa y pulsos térmicos que aumentan el tamaño y la luminosidad durante unos cientos de años cada 100.000 años aproximadamente. Los pulsos térmicos se hacen más grandes cada vez, y los pulsos posteriores empujan la luminosidad hasta 5.000 veces el nivel actual y el radio a más de 1 AU. [126] Según un modelo de 2008, la órbita de la Tierra se está reduciendo debido a las fuerzas de las mareas (y, eventualmente, el arrastre de la cromosfera inferior), por lo que será engullida por el Sol cerca de la punta de la fase de la rama gigante roja, 3.8 y 1 millón de años después de que Mercurio y Venus hayan sufrido respectivamente el mismo destino. Los modelos varían según la velocidad y el momento de la pérdida de masa. Los modelos que tienen una mayor pérdida de masa en la rama de la gigante roja producen estrellas más pequeñas y menos luminosas en la punta de la rama asintótica del gigante, tal vez solo 2.000 veces la luminosidad y menos de 200 veces el radio. [123] Para el Sol, se predicen cuatro pulsos térmicos antes de que pierda por completo su envoltura exterior y comience a formar una nebulosa planetaria. Al final de esa fase, que dura aproximadamente 500.000 años, el Sol solo tendrá aproximadamente la mitad de su masa actual.

La evolución de la rama post-asintótica-gigante es aún más rápida. La luminosidad permanece aproximadamente constante a medida que aumenta la temperatura, y la mitad expulsada de la masa del Sol se ioniza en una nebulosa planetaria cuando el núcleo expuesto alcanza los 30.000 K. El núcleo desnudo final, una enana blanca, tendrá una temperatura de más de 100.000 K. y contienen un estimado 54.05% de la masa actual del Sol. [123] La nebulosa planetaria se dispersará en unos 10.000 años, pero la enana blanca sobrevivirá durante billones de años antes de convertirse en una hipotética enana negra. [127] [128]

El Sol se encuentra cerca del borde interior del Brazo de Orión de la Vía Láctea, en la Nube Interestelar Local o el Cinturón de Gould, a una distancia de 7.5–8.5 kpc (25,000–28,000 años luz) del Centro Galáctico. [129] [130] [131] [132] [133] [134] El Sol está contenido dentro de la Burbuja Local, un espacio de gas caliente enrarecido, posiblemente producido por el remanente de supernova Geminga, [135] o múltiples supernovas en un subgrupo B1 del grupo móvil de las Pléyades. [136] La distancia entre el brazo local y el siguiente brazo, el Brazo de Perseo, es de unos 6.500 años luz. [137] El Sol, y por lo tanto el Sistema Solar, se encuentra en lo que los científicos llaman la zona habitable galáctica. La Ápice del Camino del Sol, o el ápice solar, es la dirección en la que viaja el Sol en relación con otras estrellas cercanas. Este movimiento es hacia un punto de la constelación de Hércules, cerca de la estrella Vega.

A 32,6 ly del Sol hay 315 estrellas conocidas en 227 sistemas, hasta el año 2000, incluidas 163 estrellas individuales. Se estima que todavía no se han identificado otros 130 sistemas dentro de este rango. Hasta 81,5 años, puede haber hasta 7.500 estrellas, de las cuales se conocen alrededor de 2.600. Se espera que el número de objetos subestelares en ese volumen sea comparable al número de estrellas. [138] De los 50 sistemas estelares más cercanos a 17 años luz de la Tierra (el más cercano es la enana roja Proxima Centauri a aproximadamente 4,2 años luz), el Sol ocupa el cuarto lugar en masa. [139]

Órbita en la Vía Láctea Editar

El Sol orbita el centro de la Vía Láctea y actualmente se mueve en la dirección de la constelación de Cygnus. Un modelo simple del movimiento de una estrella en la galaxia da las coordenadas galácticas X, Y y Z como:

y cuyo ancho en la dirección X es

La relación de largo a ancho de esta elipse, la misma para todas las estrellas en nuestro vecindario, es 2 Ω / κ ≈ 1.50. < displaystyle 2 Omega / kappa approx 1.50.> El punto en movimiento está actualmente en

La oscilación en la dirección Z toma el Sol

(ver constantes de Oort), correspondiente a 235 millones de años, y este es el tiempo que tarda el punto en dar una vuelta alrededor de la galaxia. Otras estrellas con el mismo valor de X + V / (2 B) < displaystyle X + V / (2B)> han necesitado la misma cantidad de tiempo para dar la vuelta a la galaxia que el sol y, por lo tanto, permanecer en la misma vecindad general que el sol.

La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución de masa no uniforme en la Vía Láctea, como en y entre los brazos espirales galácticos. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con extinciones masivas en la Tierra, quizás debido al aumento de los eventos de impacto. [143] El Sistema Solar tarda entre 225 y 250 millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico), [144] por lo que se cree que completó entre 20 y 25 órbitas durante la vida del Sol. La velocidad orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251 km / s (156 mi / s). [145] A esta velocidad, el Sistema Solar tarda alrededor de 1.190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días en recorrer 1 UA. [146]

La Vía Láctea se mueve con respecto a la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en la dirección de la constelación de Hidra con una velocidad de 550 km / s, y la velocidad resultante del Sol con respecto al CMB es de aproximadamente 370 km / s en el dirección del cráter o Leo. [147]

Problema de calentamiento coronal Editar

La temperatura de la fotosfera es de aproximadamente 6.000 K, mientras que la temperatura de la corona alcanza los 1.000.000–2.000.000 K. [87] La ​​alta temperatura de la corona muestra que se calienta por algo diferente a la conducción directa de calor de la fotosfera. [89]

Se cree que la energía necesaria para calentar la corona la proporciona el movimiento turbulento en la zona de convección debajo de la fotosfera, y se han propuesto dos mecanismos principales para explicar el calentamiento coronal. [87] El primero es el calentamiento por ondas, en el que las ondas sonoras, gravitacionales o magnetohidrodinámicas se producen por turbulencia en la zona de convección. [87] Estas ondas viajan hacia arriba y se disipan en la corona, depositando su energía en la materia ambiental en forma de calor. [148] El otro es el calentamiento magnético, en el que la energía magnética se acumula continuamente por el movimiento fotosférico y se libera a través de la reconexión magnética en forma de grandes erupciones solares y una miríada de eventos similares pero más pequeños: nanoflares. [149]

Actualmente, no está claro si las ondas son un mecanismo de calentamiento eficiente. Se ha descubierto que todas las ondas, excepto las de Alfvén, se disipan o refractan antes de alcanzar la corona. [150] Además, las ondas de Alfvén no se disipan fácilmente en la corona. Por lo tanto, el enfoque de la investigación actual se ha desplazado hacia los mecanismos de calentamiento de antorchas. [87]

Problema del sol joven débil Editar

Los modelos teóricos del desarrollo del Sol sugieren que hace 3.8 a 2.5 mil millones de años, durante el eón Arcaico, el Sol era solo un 75% más brillante que en la actualidad. Una estrella tan débil no habría podido sostener agua líquida en la superficie de la Tierra y, por lo tanto, la vida no debería haber podido desarrollarse. Sin embargo, el registro geológico demuestra que la Tierra se ha mantenido a una temperatura bastante constante a lo largo de su historia, y que la Tierra joven era algo más cálida de lo que es hoy. Una teoría entre los científicos es que la atmósfera de la Tierra joven contenía cantidades mucho mayores de gases de efecto invernadero (como dióxido de carbono, metano) que las que están presentes en la actualidad, que atrapan suficiente calor para compensar la menor cantidad de energía solar que llega. [151]

Sin embargo, el examen de los sedimentos de Archaean parece inconsistente con la hipótesis de altas concentraciones de efecto invernadero. En cambio, el rango de temperatura moderada puede explicarse por un albedo superficial más bajo provocado por menos área continental y la "falta de núcleos de condensación de nubes inducida biológicamente". Esto habría llevado a una mayor absorción de energía solar, compensando así la menor producción solar. [152]

El enorme efecto del Sol en la Tierra ha sido reconocido desde tiempos prehistóricos, y algunas culturas han considerado al Sol como una deidad.

Comprensión temprana Editar

El Sol ha sido objeto de veneración en muchas culturas a lo largo de la historia de la humanidad. La comprensión más fundamental de la humanidad del Sol es como el disco luminoso en el cielo, cuya presencia sobre el horizonte crea el día y cuya ausencia causa la noche. En muchas culturas prehistóricas y antiguas, se pensaba que el Sol era una deidad solar u otra entidad sobrenatural. La adoración del Sol fue fundamental para civilizaciones como los antiguos egipcios, los incas de América del Sur y los aztecas de lo que hoy es México. En religiones como el hinduismo, el Sol todavía se considera un dios. Muchos monumentos antiguos se construyeron teniendo en cuenta los fenómenos solares. Por ejemplo, los megalitos de piedra marcan con precisión el solsticio de verano o de invierno (algunos de los megalitos más destacados se encuentran en Nabta Playa, Egipto Mnajdra, Malta y en Stonehenge, Inglaterra). Newgrange, un monte prehistórico construido por humanos en Irlanda, fue diseñado para detectar el solsticio de invierno la pirámide de El Castillo en Chichén Itzá en México está diseñada para proyectar sombras en forma de serpientes trepando por la pirámide en los equinoccios de primavera y otoño.

Los egipcios retrataron al dios Ra como siendo transportado por el cielo en una barca solar, acompañado por dioses menores. Para los griegos, era Helios, llevado por un carro tirado por caballos de fuego.Desde el reinado de Elagabalus a finales del Imperio Romano, el cumpleaños del Sol era una festividad celebrada como Sol Invictus (literalmente "Sol Invicto") poco después del solsticio de invierno, que puede haber sido un antecedente de la Navidad. En cuanto a las estrellas fijas, el Sol parece desde la Tierra girar una vez al año a lo largo de la eclíptica a través del zodíaco, por lo que los astrónomos griegos lo categorizaron como uno de los siete planetas planetas, "vagabundo") el nombre de los días de las semanas posteriores a los siete planetas data de la era romana. [153] [154] [155]

Desarrollo de la comprensión científica Editar

A principios del primer milenio antes de Cristo, los astrónomos babilónicos observaron que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no es uniforme, aunque no sabían por qué hoy se sabe que esto se debe al movimiento de la Tierra en una órbita elíptica alrededor del Sol, con la Tierra moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y más lento cuando está más lejos en el afelio. [156]

Una de las primeras personas en ofrecer una explicación científica o filosófica del Sol fue el filósofo griego Anaxágoras. Razonó que no era el carro de Helios, sino una bola gigante de metal en llamas incluso más grande que la tierra del Peloponeso y que la Luna reflejaba la luz del Sol. [157] Por enseñar esta herejía, Anaxágoras fue encarcelado por las autoridades y condenado a muerte. Sin embargo, posteriormente fue puesto en libertad gracias a la intervención de Pericles. Eratóstenes estimó la distancia entre la Tierra y el Sol en el siglo III a. C. como "de miríadas de estadios 400 y 80000", cuya traducción es ambigua, lo que implica 4.080.000 estadios (755.000 km) o 804.000.000 estadios (148 a 153 millones de kilómetros o 0,99 a 1,02 AU) el último valor es correcto dentro de un pequeño porcentaje. En el siglo I d.C., Ptolomeo estimó la distancia en 1.210 veces el radio de la Tierra, aproximadamente 7,71 millones de kilómetros (0,0515 AU). [158]

La teoría de que el Sol es el centro alrededor del cual orbitan los planetas fue propuesta por primera vez por el griego antiguo Aristarco de Samos en el siglo III a. C., y luego adoptada por Seleuco de Seleucia (ver Heliocentrismo). Esta visión fue desarrollada en un modelo matemático más detallado de un sistema heliocéntrico en el siglo XVI por Nicolaus Copernicus.

Las observaciones de las manchas solares fueron registradas durante la dinastía Han (206 a. C. – 220 d. C.) por astrónomos chinos, quienes mantuvieron registros de estas observaciones durante siglos. Averroes también proporcionó una descripción de las manchas solares en el siglo XII. [159] La invención del telescopio a principios del siglo XVII permitió observaciones detalladas de las manchas solares por Thomas Harriot, Galileo Galilei y otros astrónomos. Galileo postuló que las manchas solares estaban en la superficie del Sol en lugar de pequeños objetos que pasaban entre la Tierra y el Sol. [160]

Las contribuciones astronómicas árabes incluyen el descubrimiento de Albatenius de que la dirección del apogeo del Sol (el lugar en la órbita del Sol contra las estrellas fijas donde parece moverse más lento) está cambiando. [161] (En términos heliocéntricos modernos, esto es causado por un movimiento gradual del afelio del De la tierra orbita). Ibn Yunus observó más de 10,000 entradas para la posición del Sol durante muchos años usando un gran astrolabio. [162]

A partir de una observación de un tránsito de Venus en 1032, el astrónomo y erudito persa Avicenna concluyó que Venus está más cerca de la Tierra que el Sol. [163] En 1672, Giovanni Cassini y Jean Richer determinaron la distancia a Marte y, por lo tanto, pudieron calcular la distancia al Sol.

En 1666, Isaac Newton observó la luz del Sol usando un prisma y demostró que está formado por luz de muchos colores. [164] En 1800, William Herschel descubrió la radiación infrarroja más allá de la parte roja del espectro solar. [165] El siglo XIX vio avances en los estudios espectroscópicos del Sol Joseph von Fraunhofer registró más de 600 líneas de absorción en el espectro, las más fuertes de las cuales todavía se conocen como líneas de Fraunhofer. En los primeros años de la era científica moderna, la fuente de energía del Sol era un enigma significativo. Lord Kelvin sugirió que el Sol es un cuerpo líquido que se enfría gradualmente y que irradia una acumulación interna de calor. [166] Kelvin y Hermann von Helmholtz propusieron entonces un mecanismo de contracción gravitacional para explicar la producción de energía, pero la edad estimada resultante fue de solo 20 millones de años, muy por debajo del lapso de tiempo de al menos 300 millones de años sugerido por algunos descubrimientos geológicos de ese hora. [166] [167] En 1890 Joseph Lockyer, quien descubrió el helio en el espectro solar, propuso una hipótesis meteorítica para la formación y evolución del Sol. [168]

Hasta 1904 no se ofreció una solución documentada. Ernest Rutherford sugirió que la producción del Sol podría mantenerse mediante una fuente interna de calor y sugirió la desintegración radiactiva como fuente. [169] Sin embargo, sería Albert Einstein quien proporcionaría la pista esencial de la fuente de producción de energía del Sol con su relación de equivalencia masa-energía mi = mc 2. [170] En 1920, Sir Arthur Eddington propuso que las presiones y temperaturas en el núcleo del Sol podrían producir una reacción de fusión nuclear que fusionara hidrógeno (protones) en núcleos de helio, dando como resultado una producción de energía a partir del cambio neto de masa. [171] La preponderancia del hidrógeno en el Sol fue confirmada en 1925 por Cecilia Payne utilizando la teoría de la ionización desarrollada por Meghnad Saha, un físico indio. El concepto teórico de fusión fue desarrollado en la década de 1930 por los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Hans Bethe. Hans Bethe calculó los detalles de las dos principales reacciones nucleares productoras de energía que alimentan al Sol. [172] [173] En 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler y Fred Hoyle demostraron que la mayoría de los elementos del universo han sido sintetizados por reacciones nucleares dentro de las estrellas, algunas como el Sol. [174]

Misiones espaciales solares Editar

Los primeros satélites diseñados para la observación a largo plazo del Sol desde el espacio interplanetario fueron los Pioneers 6, 7, 8 y 9 de la NASA, que se lanzaron entre 1959 y 1968. Estas sondas orbitaron el Sol a una distancia similar a la de la Tierra, e hicieron el primeras mediciones detalladas del viento solar y el campo magnético solar. Pioneer 9 operó durante un tiempo particularmente prolongado, transmitiendo datos hasta mayo de 1983. [176] [177]

En la década de 1970, dos naves espaciales Helios y el Telescopio Skylab Apollo proporcionaron a los científicos datos nuevos e importantes sobre el viento solar y la corona solar. Las sondas Helios 1 y 2 fueron colaboraciones entre Estados Unidos y Alemania que estudiaron el viento solar desde una órbita que transportaba la nave espacial dentro de la órbita de Mercurio en el perihelio. [178] La estación espacial Skylab, lanzada por la NASA en 1973, incluía un módulo de observatorio solar llamado Apollo Telescope Mount que fue operado por astronautas residentes en la estación. [88] Skylab realizó las primeras observaciones con resolución temporal de la región de transición solar y de las emisiones ultravioleta de la corona solar. [88] Los descubrimientos incluyeron las primeras observaciones de eyecciones de masa coronal, entonces llamadas "transitorios coronales", y de agujeros coronales, ahora conocidos por estar íntimamente asociados con el viento solar. [178]

En 1980, la NASA lanzó la Solar Maximum Mission. Esta nave espacial fue diseñada para observar rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta de las erupciones solares durante un momento de alta actividad solar y luminosidad solar. Sin embargo, solo unos meses después del lanzamiento, una falla electrónica hizo que la sonda entrara en modo de espera y pasó los siguientes tres años en este estado inactivo. En 1984 transbordador espacial Desafiador La misión STS-41C recuperó el satélite y reparó su electrónica antes de volver a ponerlo en órbita. Posteriormente, la Misión Máximo Solar adquirió miles de imágenes de la corona solar antes de volver a entrar en la atmósfera de la Tierra en junio de 1989. [179]

Lanzado en 1991, Yohkoh de Japón (Rayo de sol) satélite observó erupciones solares en longitudes de onda de rayos X. Los datos de la misión permitieron a los científicos identificar varios tipos diferentes de erupciones y demostraron que la corona lejos de las regiones de máxima actividad era mucho más dinámica y activa de lo que se suponía anteriormente. Yohkoh observó un ciclo solar completo, pero entró en modo de espera cuando un eclipse anular en 2001 hizo que perdiera el contacto con el Sol. Fue destruido por la reentrada atmosférica en 2005. [180]

Una de las misiones solares más importantes hasta la fecha ha sido el Observatorio Solar y Heliosférico, construido conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA y lanzado el 2 de diciembre de 1995. [88] Originalmente destinado a servir una misión de dos años, una extensión de la misión a través de 2012 fue aprobado en octubre de 2009. [181] Ha demostrado ser tan útil que una misión de seguimiento, el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), se lanzó en febrero de 2010. [182] Situado en el punto Lagrangiano entre la Tierra y el Sol ( en el que la atracción gravitacional de ambos es igual), SOHO ha proporcionado una vista constante del Sol en muchas longitudes de onda desde su lanzamiento. [88] Además de su observación solar directa, SOHO ha permitido el descubrimiento de una gran cantidad de cometas, en su mayoría cometas diminutos que rozan el sol y que se incineran al pasar el sol. [183]

Todos estos satélites han observado al Sol desde el plano de la eclíptica, por lo que solo han observado en detalle sus regiones ecuatoriales. La Ulises La sonda se lanzó en 1990 para estudiar las regiones polares del Sol. Primero viajó a Júpiter, para "lanzarse" en una órbita que lo llevaría muy por encima del plano de la eclíptica. Una vez Ulises estaba en su órbita programada, comenzó a observar el viento solar y la fuerza del campo magnético en latitudes solares altas, encontrando que el viento solar de latitudes altas se movía a unos 750 km / s, que era más lento de lo esperado, y que había grandes magnitudes magnéticas. ondas que emergen de altas latitudes que dispersan rayos cósmicos galácticos. [184]

Las abundancias elementales en la fotosfera son bien conocidas a partir de estudios espectroscópicos, pero la composición del interior del Sol se conoce menos. Una misión de retorno de muestras de viento solar, Génesis, fue diseñado para permitir a los astrónomos medir directamente la composición del material solar. [185]

La misión del Observatorio Solar Terrestre de Relaciones (STEREO) se lanzó en octubre de 2006. Se lanzaron dos naves espaciales idénticas en órbitas que las hacen (respectivamente) adelantarse y caer gradualmente detrás de la Tierra. Esto permite obtener imágenes estereoscópicas del Sol y los fenómenos solares, como las eyecciones de masa coronal. [186] [187]

La Organización de Investigación Espacial de la India ha programado el lanzamiento de un satélite de 100 kg llamado Aditya para mediados de 2020. Su principal instrumento será un coronógrafo para estudiar la dinámica de la corona solar. [188]

El brillo del sol puede causar dolor al mirarlo a simple vista, sin embargo, hacerlo por períodos breves no es peligroso para los ojos normales no dilatados. [189] [190] Mirar directamente al Sol provoca artefactos visuales de fosfeno y ceguera parcial temporal. También entrega alrededor de 4 milivatios de luz solar a la retina, calentándola ligeramente y potencialmente causando daños en los ojos que no pueden responder adecuadamente al brillo. [191] [192] La exposición a los rayos UV amarillea gradualmente el cristalino del ojo durante un período de años y se cree que contribuye a la formación de cataratas, pero esto depende de la exposición general a los rayos solares UV y no de si uno mira directamente al Sol. [193] La visión prolongada del sol directo a simple vista puede comenzar a causar lesiones en la retina similares a las quemaduras solares inducidas por los rayos ultravioleta después de unos 100 segundos, especialmente en condiciones en las que la luz ultravioleta del sol es intensa y bien enfocada. [194] [195] las condiciones empeoran con ojos jóvenes o implantes de lentes nuevos (que admiten más rayos UV que los ojos naturales envejecidos), ángulos solares cerca del cenit y lugares de observación a gran altura.

Ver el sol a través de ópticas de concentración de luz, como binoculares, puede provocar daños permanentes en la retina sin un filtro adecuado que bloquee los rayos UV y atenúe sustancialmente la luz solar. Al usar un filtro atenuador para ver el sol, se advierte al espectador que use un filtro diseñado específicamente para ese uso. Algunos filtros improvisados ​​que pasan los rayos ultravioleta o infrarrojos pueden dañar el ojo a niveles altos de brillo. [196] Las cuñas de Herschel, también llamadas diagonales solares, son efectivas y económicas para telescopios pequeños. La luz solar que se destina al ocular se refleja en la superficie no plateada de un vidrio. Solo se refleja una fracción muy pequeña de la luz incidente. El resto pasa por el cristal y sale del instrumento. Si el vidrio se rompe debido al calor, no se refleja ninguna luz, lo que hace que el dispositivo sea a prueba de fallas. Los filtros simples hechos de vidrio oscurecido permiten que pase toda la intensidad de la luz solar si se rompen, poniendo en peligro la vista del observador. Los binoculares sin filtro pueden generar cientos de veces más energía que a simple vista, lo que posiblemente cause daños inmediatos. Se afirma que incluso una mirada breve al sol del mediodía a través de un telescopio sin filtro puede causar daños permanentes. [197]

Los eclipses solares parciales son peligrosos de ver porque la pupila del ojo no está adaptada al contraste visual inusualmente alto: la pupila se dilata de acuerdo con la cantidad total de luz en el campo de visión, no por el objeto más brillante del campo. Durante los eclipses parciales, la mayor parte de la luz solar es bloqueada por la Luna que pasa frente al Sol, pero las partes descubiertas de la fotosfera tienen el mismo brillo superficial que durante un día normal. En la penumbra general, la pupila se expande desde

6 mm, y cada célula de la retina expuesta a la imagen solar recibe hasta diez veces más luz de la que recibiría mirando al Sol no eclipsado. Esto puede dañar o matar esas células, resultando en pequeños puntos ciegos permanentes para el espectador. [198] El peligro es insidioso para los observadores inexpertos y para los niños, porque no hay percepción del dolor: no es inmediatamente obvio que la visión se está destruyendo.

Durante el amanecer y el atardecer, la luz solar se atenúa debido a la dispersión de Rayleigh y la dispersión de Mie de un paso particularmente largo a través de la atmósfera de la Tierra, [199] y el Sol a veces es lo suficientemente débil como para ser visto cómodamente a simple vista o de forma segura con óptica (siempre que haya sin riesgo de que la luz del sol brillante aparezca repentinamente a través de una ruptura entre las nubes) Las condiciones nebulosas, el polvo atmosférico y la alta humedad contribuyen a esta atenuación atmosférica. [200]

Un fenómeno óptico, conocido como destello verde, a veces se puede ver poco después del atardecer o antes del amanecer. El destello es causado por la luz del Sol justo debajo del horizonte que se dobla (generalmente a través de una inversión de temperatura) hacia el observador. La luz de longitudes de onda más cortas (violeta, azul, verde) se dobla más que la de longitudes de onda más largas (amarillo, naranja, rojo) pero la luz violeta y azul se dispersa más, dejando la luz que se percibe como verde. [201]

La luz ultravioleta del sol tiene propiedades antisépticas y se puede usar para desinfectar herramientas y agua. También provoca quemaduras solares y tiene otros efectos biológicos como la producción de vitamina D y el bronceado. La luz ultravioleta está fuertemente atenuada por la capa de ozono de la Tierra, por lo que la cantidad de UV varía mucho con la latitud y ha sido parcialmente responsable de muchas adaptaciones biológicas, incluidas las variaciones en el color de la piel humana en diferentes regiones de la Tierra. [202]

El Sol tiene ocho planetas conocidos. Esto incluye cuatro planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), dos gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno) y dos gigantes de hielo (Urano y Neptuno). El Sistema Solar también tiene al menos cinco planetas enanos, un cinturón de asteroides, numerosos cometas y una gran cantidad de cuerpos helados que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno.

Las deidades solares juegan un papel importante en muchas religiones y mitologías del mundo. [203] Los antiguos sumerios creían que el sol era Utu, [204] [205] el dios de la justicia y hermano gemelo de Inanna, la Reina del Cielo, [204] que fue identificado como el planeta Venus. [205] Más tarde, Utu fue identificado con el dios semítico oriental Shamash. [204] [205] Utu era considerado como una deidad ayudante, que ayudaba a los que estaban en peligro, [204] y, en la iconografía, generalmente se lo representa con una barba larga y agarrando una sierra, [204] que representaba su papel de el dispensador de justicia. [204]

Desde al menos la IV Dinastía del Antiguo Egipto, el Sol era adorado como el dios Ra, retratado como una divinidad con cabeza de halcón coronada por el disco solar y rodeada por una serpiente. En el período del Nuevo Imperio, el Sol se identificó con el escarabajo pelotero, cuya bola esférica de estiércol se identificó con el Sol. En la forma del disco solar Aten, el Sol tuvo un breve resurgimiento durante el Período de Amarna cuando nuevamente se convirtió en la divinidad preeminente, si no la única, para el faraón Akhenaton. [206] [207]

En la religión protoindoeuropea, el Sol estaba personificado como la diosa. * Seh2ul. [208] [22] Los derivados de esta diosa en idiomas indoeuropeos incluyen el nórdico antiguo Sol, Sánscrito Surya, Galo Sulis, Lituano Saulėy eslavo Solntse. [22] En la religión griega antigua, la deidad del sol era el dios masculino Helios, [209] pero los rastros de una deidad solar femenina anterior se conservan en Helena de Troya. [209] En tiempos posteriores, Helios se sincretizó con Apolo. [210]

En la Biblia, Malaquías 4: 2 menciona el "Sol de justicia" (a veces traducido como el "Sol de justicia"), [211] que algunos cristianos han interpretado como una referencia al Mesías (Cristo). [212] En la antigua cultura romana, el domingo era el día del dios sol. Fue adoptado como día de reposo por cristianos que no tenían antecedentes judíos. El símbolo de la luz fue un dispositivo pagano adoptado por los cristianos, y quizás el más importante que no provenía de las tradiciones judías. En el paganismo, el Sol era fuente de vida, dando calor e iluminación a la humanidad. Era el centro de un culto popular entre los romanos, que se paraban al amanecer para captar los primeros rayos de sol mientras rezaban. La celebración del solsticio de invierno (que influyó en la Navidad) formaba parte del culto romano del Sol invicto (Sol Invictus). Las iglesias cristianas se construyeron con una orientación para que la congregación mirara hacia el amanecer en el Este. [213]

Tonatiuh, el dios azteca del sol, solía representarse sosteniendo flechas y un escudo [214] y estaba estrechamente asociado con la práctica del sacrificio humano. [214] La diosa del sol Amaterasu es la deidad más importante de la religión sintoísta, [215] [216] y se cree que es el antepasado directo de todos los emperadores japoneses. [215]


Resúmenes de 2 actas de congresos

Betelgeuse y las supergigantes rojas

Betelgeuse es una de las estrellas más magníficas del cielo y una de las
supergigantes rojas más cercanas. Los astrónomos se reunieron en París en el otoño de 2012
para decidir lo que sabemos sobre su estructura, comportamiento y pasado y futuro
evolución, y cómo colocar esto en el contexto general de la clase de rojo
supergigantes. Aquí reflexiono sobre las discusiones y propongo una síntesis de los
presentado evidencia. Creo que, en esos cuatro días, hemos logrado
resuelve algunos acertijos.

Referencia: Serie de publicaciones de la Sociedad Astronómica Europea, editores: Pierre Kervella, Thibaut Le Bertre y Guy Perrin
Estado: Actas de la conferencia

Comentarios: Charla resumida del taller de Betelgeuse, noviembre de 2012, París.

Estrellas muy masivas en el universo local


Jorick S. Vink ^ 1, Alexander Heger, Mark R. Krumholz, Joachim Puls, S. Banerjee, N. Castro, K.-J. Chen, A.-N. Chene, P.A. Crowther, A. Daminelli, G. Grafener, J. H. Groh, W.-R. Hamann, S. Heap, A. Herrero, L. Kaper, F. Najarro, LM Oskinova, A. Roman-Lopes, A. Rosen, A. Sander, M. Shirazi, Y. Sugawara, F. Tramper, D. Vanbeveren , R. Voss, A. Wofford, Y. Zhang (y los otros participantes de la Discusión Conjunta 2 IAU-GA)

^ 1 Observatorio de Armagh, College Hill, BT61 9DG, Armagh, Reino Unido

Estudios recientes han afirmado la existencia de estrellas muy masivas (VMS) de hasta 300 masas solares en el Universo local. Como este hallazgo puede representar un cambio de paradigma para el límite de masa superior estelar canónico de 150 Msun, es oportuno discutir el estado de los datos, así como las implicaciones de largo alcance de tales objetos.

Celebramos una discusión conjunta en la Asamblea General en Beijing para discutir:

(i) la determinación de las masas actuales de las estrellas más masivas,
(ii) la formación de VMS,
(iii) su pérdida de masa, y
(iv) su evolución y destino final.


Observando Spotlight & # 8211 Cayendo en Júpiter & # 8230

& # 8220 Ahora que ella & # 8217 está de vuelta en la atmósfera, con gotas de Júpiter en su cabello & # 8230 & # 8221 ¡Oh! ¡Hola! Ven y toma asiento. Sí, también me gusta mucho esa canción de & # 8220Train & # 8221. Mientras la Luna frena la observación del cielo profundo, ¿por qué no echas un vistazo a través del magnífico ojo del refractor 9 & # 8243 TMB de Dietmar Hager y nosotros, amigos de todo el mundo, podemos pasar un poco de tiempo de calidad junto con Júpiter?

Aquí & # 8230 usted mira a través del ocular de un pequeño telescopio durante un rato y yo & # 8217 le diré algunas de las cosas que sabemos sobre este planeta gigante.

¿Qué dices? Si. Júpiter es grande & # 8230 lo suficientemente grande como para contener la masa de 1,000 Tierras y aproximadamente 1/10 del tamaño de nuestro Sol. Es un peso pesado, también & # 8230 Pero, lo creas o no, la densidad de Júpiter & # 8217s es sólo aproximadamente 1/4 de la de la Tierra & # 8217s. Los científicos creen que esto significa que el planeta gigante se compone principalmente de hidrógeno y helio alrededor de un núcleo de elementos pesados. ¡Eso significa que Júpiter se parece más a un sol que a un planeta! Sí, también hace calor allí. De hecho, Júpiter emite el doble de calor que el que recibe del Sol. Cerca de la temperatura central puede ser de unos 43.000 grados F (24.000 grados C) & # 8230 Incluso más caliente que la superficie del Sol. ¿Lo suficientemente caliente como para quemarse? Maldita sea. Esos sutiles tonos de rojo y marrón son reacciones químicas muy parecidas a lo que sucede cuando los humanos nos quemamos con el sol.

Te veo sonriendo en la oscuridad. ¿Está empezando a notar detalles de las bandas de nubes de Júpiter y # 8217? Incluso un pequeño telescopio muestra estas áreas llamadas & # 8220zones & # 8221. Aquí es donde los productos químicos han formado capas de nubes de colores a diferentes alturas. Los cinturones blancos están hechos de cristales de amoníaco congelado y están colocados mucho más altos que los cinturones oscuros. Por supuesto, usted sabe todo sobre el & # 8220Great Red Spot & # 8221, pero a veces & # 8217 es bastante difícil de ver a menos que sepa cuándo mirar. Júpiter hace una rotación completa en aproximadamente 10 horas, por lo que incluso si no puede & # 8217t ver algo en este momento & # 8211, puede esperar un poco y se dará cuenta.

Hablando de dar la vuelta, ¿notaste lo cerca que se está acercando una de las lunas de Júpiter al borde del planeta? Entonces siga mirando porque estamos a punto de ver un tránsito. Júpiter tiene al menos 60 lunas, pero 4 de ellas son brillantes y muy fáciles de ver incluso con binoculares. Fueron descubiertos por Galileo, y esa es la razón por la que a veces las oirás llamar las lunas galieanas. Cuando giran detrás de Júpiter en su órbita, se llama "ocultación", pero cuando van frente al planeta desde nuestro punto de vista, se llama "tranista". La parte realmente divertida es que no solo puedes ver la pequeña luna atravesando la superficie, ¿sino unos minutos después? ¡También puedes ver la sombra! Aquí & # 8217s un poco de magia de otro amigo nuestro llamado Sander Klieverik.

¿No es eso lo mejor? Vas a escuchar mucho sobre el trabajo de Sander aquí en un futuro cercano. ¡Y habrá un gran evento en Júpiter del que quiere asegurarse de que lo conozcas!

& # 8220El 31 de octubre de 2010, Europa y Ganímedes cruzarán simultáneamente las cimas de las nubes de Júpiter desde las 02:26 hasta las 03:21 UT, al igual que sus sombras desde las 04:17 UT hasta las 07:00 UT. El horario de entrada de la primera luna, Ganímedes será alrededor de las 00.20 UT, seguido por Europa a las 02:26 UT. La primera sombra aparecerá a las 04:09, seguida rápidamente por la sombra de Europa & # 8217 a las 04:16. ¡Dos sombras muy próximas deberían ser una vista muy hermosa! Las circunstancias son favorables ya que Júpiter tiene un diámetro visual de alrededor de 48 segundos de arco, siendo un mes después de la oposición en el que Júpiter alcanzó casi 50 segundos de arco (mínimo 33 & # 8243). Para los no astrónomos, cuando un planeta está en oposición, está aproximadamente más cerca de la Tierra en este punto de su órbita, lo que lo hace parecer más grande y brillante. En ese momento es visible casi toda la noche, se eleva al atardecer, culmina alrededor de la medianoche y se pone al amanecer. & # 8221

Mientras tanto, ¿por qué no sigues practicando el cronometraje de eventos galieanos y viéndolos? Aquí & # 8217s una práctica herramienta de la Luna de Júpiter, y Sander también ha preparado un Almanaque de Júpiter.

& # 8220Pero dime, ¿el viento te hizo perder los pies? ¿Finalmente tuviste la oportunidad de bailar a la luz del día & # 8230 y regresar a la Vía Láctea? Y dime, ¿Venus te voló la cabeza? ¿Era todo lo que querías encontrar? ¿Y me extrañaste durante un tiempo que estabas buscándote por ahí? & # 8221

Ahora, deje de usar ese ocular & # 8230 ¡Es & # 8217 mi turno!

Muchas gracias al único Dietmar Hager, Jupiter Video cortesía de Northern Galactic y al prometedor Sander Klieverik & # 8217s & # 8220AstronomyLive & # 8221. Las letras de las canciones & # 8211 & # 8220Drops of Jupiter & # 8221 son de los artistas & # 8220Train & # 8221. ¡Dejemos que & # 8217s sigan rockeando & # 8217 la noche!


Informes de observación de Questar (Publique el suyo aquí)

Mi informe no merece un hilo completo, así que pensé en ofrecer este hilo para otros informes de observación que también vale la pena compartir pero que no merecen un hilo nuevo. Este es un buen lugar para comentar sobre el clima y las condiciones también.

Tuve una sesión muy esperada con el Seven y el filtro solar Questar de apertura completa que adquirí a principios de este año. El calor del verano de Texas fue suficiente para desmotivarme para estar bajo el sol hasta que finalmente llegó el otoño, con un día fresco de 70 grados con cielo azul claro y una suave brisa ayer.

Con un Brandon de 16 mm, el campo de visión (sin Barlow) era tal vez menor que un diámetro solar.

A diferencia de una impresionante observación lunar reciente con una textura llamativa en una maría suave en el terminador, el disco solar no era impresionante y prácticamente carecía de rasgos distintivos. Mucho espejismo por el movimiento del aire visto en la extremidad y una ligera disminución del brillo en la extremidad, pero sin textura ni manchas.

Ho hum. El brillo con el filtro de "plato de ensalada" era cómodo (a diferencia de la vista del buscador que era positivo pero no incómodo durante breves períodos).

PD: Animo a un astrofotógrafo a iniciar un hilo de "Imágenes de astrofotografía de Questar (Publique la suya aquí)" para consolidar todas las imágenes maravillosas en un gran hilo.

# 2 Gregory Gross

A diferencia de una impresionante observación lunar reciente con una textura llamativa en una maría suave en el terminador, el disco solar no era impresionante y prácticamente carecía de rasgos distintivos. Mucho espejismo por el movimiento del aire visto en la extremidad y una ligera disminución del brillo en la extremidad, pero sin textura ni manchas.

Ho hum. El brillo con el filtro de "plato de ensalada" era cómodo (a diferencia de la vista del buscador que era positivo pero no incómodo durante breves períodos).

Parece que la visión no fue muy buena cuando observó el Sol en su Q7. ¿A qué hora del día saliste? Encuentro que las horas de media mañana antes de que el calor del Sol realmente comience a agitar la atmósfera es el mejor momento para la observación solar. Siento que he salido demasiado tarde con mi equipo solar cuando el reloj marca más de las 11 am más o menos.

Para mi sorpresa, algunas personas han informado sobre el hilo "¿Cómo usas tu Questar?" que han observado granulación fotosférica con filtros solares de apertura completa conectados a sus Q de 3,5 ". Me imagino que una Q de 7 pulgadas va a exagerar los efectos que tiene la mala visión para borrar cualquier granulación que uno pueda ver. . La próxima vez que salga a una sesión de observación solar, sería muy interesante hacer una comparación lado a lado del rendimiento de su Q7 con un Q3.5 equipado con un filtro solar de apertura completa. un alcance más pequeño funcionará mejor?

Por cierto, esa "ligera disminución del brillo en la extremidad" es un fenómeno llamado oscurecimiento de la extremidad. Esencialmente, el gas fotosférico es más frío, menos denso y menos opaco en altitudes más altas que más abajo. En la extremidad, estamos viendo ese gas solo en un nivel más alto, por lo que emite menos luz y parece más oscuro. En el centro del disco, sin embargo, uno está mirando hacia una capa más profunda, más caliente, más densa y más opaca de la fotosfera. Creo que es genial ver ese efecto. Es un recordatorio de que el Sol no es una bola sólida de materia, sino una enorme esfera hirviente de hidrógeno.

# 3 Gregory Gross

Salí con mi Questar '62 el pasado sábado por la noche aprovechando el clima despejado que hemos estado teniendo. Cada vez descubro más que mi Questar gana como el alcance de elección durante esas noches en las que el clima es hermoso y la Luna está a la vista.

Este es el foro de Questar, ¿verdad? Permítanme hablar un poco sobre mi Q: No tuve problemas para enfocar todas las características lunares con nitidez. Solo sabía que había clavado el enfoque incluso a pesar de la pequeña perilla de enfoque diminuta. Muy poco o ningún espejo. Encuentro que 90 mm de apertura son perfectos para la observación lunar de disco completo y que el ocular de 40x se ajusta cómodamente a la Luna en lo que aproximadamente estimo que es su campo de visión real de un grado. Mis recubrimientos fallidos incluso ayudan a reducir un poco el brillo, lo que hace que la experiencia de observación sea más cómoda.

Se adjunta una instantánea que tomé el sábado pasado con una cámara Canon de apuntar y disparar dirigida al ocular.

Miniaturas adjuntas

# 4 Mike Allen

Saqué mi Questar 3.5 anoche. Cielo despejado, transparente, temperatura 30 grados F. Se ve un poco áspero, con estrellas mostrando un disco espurio agradable y redondo, pero el primer anillo de difracción roto con turbulencia. Luna ligeramente al oeste del meridiano y un día antes del primer cuarto.

Comenzó en las tierras altas lunares que forman el límite norte de Mare Serenitatis. El terminador cortó los flujos de lava en el extremo occidental de Rima Calippus. Se podía ver la rima, pero los detalles finos eran difíciles debido a la visión. La cúpula de Valentine estaba escondida dentro de la oscuridad detrás del terminador. El cráter Posidonio apareció como un maravilloso revoltijo de rimea y hundimiento.

Navegué lentamente hacia el sur hacia las regiones occidentales de Mare Tranquillitatis, donde pasé un tiempo estudiando las dos grandes cúpulas cerca del cráter Arago, alfa y beta. Eran fáciles de ver. Incluso pude distinguir sus cumbres rugosas causadas por numerosos salientes. Las cúpulas tienen unos 25 km de ancho y 300 metros de altura, con una pendiente de solo 1,5 grados. Son como los volcanes en escudo aquí en la tierra.

A medida que la Luna se movía más hacia el oeste, cambié a los objetos del cielo profundo de Auriga, a los pies de Géminis. Usé la carta 37 en el atlas de estrellas Interstellarum para mi viaje de descubrimiento. Comencé en el sur de Auriga en el cúmulo abierto Mel 31, luego seguí un rastro de estrellas hasta la nebulosa NGC 1931. La nebulosa se ve fácilmente, considerando su pequeño diámetro, junto con el cúmulo St 9 en el mismo campo de visión. Se realizó un salto rápido a M 36, luego una caminata lenta y perezosa siguiendo un rastro de estrellas hasta M 35. En el camino me detuve para mirar las estrellas dobles Struve 753 y Struve 764. M 35 fue un verdadero placer, junto con el cúmulo mucho más difícil NGC 2158. Mi último paseo a través de las estrellas anoche resultó ser el proverbial "puente demasiado lejos". Desde M 35 me moví con cuidado hacia el norte hacia la nebulosa de reflexión VdB 65. Usando el Brandon de 16 mm y mi atlas de estrellas, aceché a mi presa, moviéndome de un grupo de estrellas a otro, mientras giraba los controles de cámara lenta en RA y DEC.

Cuando finalmente llegué a la ubicación de la nebulosa, vi. nada. Incluso saqué mi atlas de estrellas Millenium para confirmar mi posición. Todas las estrellas estaban allí como se muestra en el atlas. Incluso se pudo ver la estrella de magnitud 10,5 que ilumina la nebulosa. Lo intentaré de nuevo cuando no haya luz de luna que obstaculice la vista.

# 5 rcwolpert

¡Excelente informe, Mike! ¡Me encantan estos!

# 6 medicinas

¡Finalmente un día soleado (pero frío)! Decidí instalar mi nueva Q con sus patas de trípode en la alfombra de mi oficina en el segundo piso y abrir la ventana para observar perezosamente el sol. Después de una alineación "polar" interior muy rápida, conecté el PG III por primera vez. ¡El tiempo estimado desde que saqué la Q de la caja hasta ver con éxito el disco solar (sin rasgos distintivos) en mi ocular de 24 mm fue tal vez como máximo 5 minutos! Lo crea o no, la alineación fue bastante buena, y solo tuve que hacer ajustes raros para mantener el disco solar en el campo de visión.

Más tarde en la tarde, intenté ver la luna gibosa a través de las ventanas del piso de arriba, pero había mucha distorsión en el vidrio de la ventana, así que salí y puse la Q en un trípode alt-az para la observación sentada. Hermosas vistas de Copérnico. Los alpes de Vallis estaban muy bien demarcados y se veían mucho mejor que en mis telescopios anteriores. Fue muy agradable poder mover los dedos de baja a alta potencia sin tener que cambiar los oculares. Identifiqué varios cráteres nuevos de interés.

Mis manos se estaban enfriando y sabía que Venus sería visible a la vuelta de la esquina de la casa, así que tomé la Q cargada con un trípode y la moví fácilmente para tener una mejor vista hacia el SW. Venus era gibosa sin color discernible

¡En general, una hora y media muy agradable explorando las maravillas del sistema solar y reforzando aún más por qué estoy totalmente enamorado de mi Questar!

# 7 DRohrman

5 de enero de 2020. Tycho y el limbo sur.

Miniaturas adjuntas

# 8 Codbear

La Luna: 3 de enero a las 5:20 pm con el modelo Titanium Questar 7 Astro 2018.

Yuri, el propietario de Telescope Engineering Company y fabricante de mi refractor TEC180, que mi Q7 mide extremadamente bien, incluso a pesar de la obstrucción central, me dijo que el ojo humano es aproximadamente el doble de sensible a la luz durante los 20 minutos o menos. así que antes de la oscuridad total como lo es después de que la noche se haya instalado por completo.

Configuré el Q7 en una montura StellarVue M2 en un trípode Manfrotto 161 con un Ethos de 21 mm y 2.50 Dioptrx para compensar mi astigmatismo significativo. Debido a que la sala de mi telescopio se mantiene a la misma temperatura que el exterior, no hubo problemas de enfriamiento.

La Luna tenía esa apariencia casi cristalina que adquiere en este corto período de tiempo antes del anochecer completo. las vistas eran espectaculares. Montes Apenninus fue increíble, incluso considerando que pasaron 2-3 días de la vista ideal. Copérnico también fue muy impresionante.

Sin embargo, la vista más impresionante fue Mare Humorum. La claridad fue increíble. Sin ondas internas en la OTA y sin vistas suaves. Con un Powermate 2x y un Ethos de 13 mm, subí hasta 390x con una claridad casi perfecta. Conté 17 cráteres en Humorum y dejé de contar, aunque ciertamente había varios otros que apenas podía ver.

Esta fue probablemente la mejor vista de una Luna gibosa que jamás haya tenido. La sesión duró solo 15 minutos pero la calidad excedió claramente a la cantidad. Y cuando terminé, recogí todo el sistema, arrastré 6 pies de regreso a la sala del telescopio, cerré las puertas francesas y ¡terminé!

Editado por Codbear, 19 de enero de 2020-04: 55 PM.

# 9 justfred

Anoche saqué la Q en el camino de entrada. Hacía un poco de frío pero severo despejado. Tomé a los sospechosos habituales en Auriga y Orion y cuatro nuevos para mí: The Christmas Tree Cluster (NGC2264), Kimble's Cascade, un lindo y pequeño y brillante cúmulo abierto (NGC1502) en el extremo SE de la Cascade, y Stock 2 un gran débil cúmulo abierto no lejos de la Cascada. Me impresionó Kimble: una línea de estrellas muy larga, casi recta (asterismo).

Incluidos algunos dobles coloridos: Eta Cas e Iota Cnc.

Fue muy transparente. El esquimal era obvio y M1 era un tenue resplandor que había que esperar.

El pequeño Q Standard del 66 se mantuvo firme. El ocular era el Brandon de 24 mm con la barra interna de vez en cuando.

Llegué un poco después de la medianoche cuando se me enfriaron los pies. Hacía 27 grados F, frío para Alabama.

Llevo 22 días jubilado y estoy bastante seguro de que me va a gustar. Cada noche es viernes por la noche y cada mañana es sábado por la mañana.

# 10 LunarObserver

¡Felicidades por la jubilación! ¿Planeas ir al Observatorio de Agua de Lluvia en abril? Estar jubilado y todo.

# 11 justfred

¡Gracias! Me va a costar un poco acostumbrarme a esta jubilación, ¡todavía siento que llego tarde a una reunión!

Sí a Mid South Star Gaze. Se llevará a cabo del 22 al 25 de abril y publicaré algo aquí una vez que se abra la inscripción en el sitio web de Rainwater.

Ayer conversé con Rob Pettengill y él nos dará una presentación sobre imágenes con Questar 3.5. ¡Sera divertido!

# 12 anciano

Encontré el hilo correcto para este informe. Mi Questar 3.5 "tiene solo una semana en mis manos. Después de pasar mis primeras dos noches evaluando la óptica y corrigiendo un ligero error de colimación, anoche pude hacer las cosas para las que este telescopio fue diseñado: observación visual. La luna estaba a una buena altitud y tenía unos cuatro días. Las vistas con el Brandon de 16 mm eran claras como el cristal incluso con la lente Barlow. Usé los detalles de los cráteres Theophilus, Cyrillus y Catharina para ver a qué potencia se derrumbarían. mi gran placer se mantuvieron incluso con mi ortoscópico UO de 4 mm. ¡Eso es 324x! Después de pasar un tiempo en la luna, hice algunos objetos del cielo profundo. Usando mi fiel y antiguo Atlas de estrellas de Norton y el buscador Questar con el Brandon de 16 mm, los objetos se pudieron ver fácilmente M46 y 47 eran geniales en el campo de tono negro. M48 mostró un enjambre de estrellas. M50 y NGC2244 proporcionaron vistas bastante agradables, así como el rico cúmulo M41. Finalmente pasé a NGC2264 con su brillante estrella central.Justo cuando un manto de nubes altas comenzaba a cubrir todo lo que estaba resolviendo la estrella doble mu Canis Major. Ese fue mi último objetivo. El Questar entregó lo que promete, una óptica excelente, resolución de sobra y la delicadeza mecánica de un instrumento cuidadosamente elaborado. El buscador acoplado al Brandon de 16 mm coincidía tan bien con el Norton que encontrar los objetos del cielo profundo fue realmente fácil. El mejor buscador de todos los tiempos. Este telescopio es realmente un pequeño observatorio autónomo.

# 13 anciano

Ayer por la noche pude observar algunos dobles con la Questar. El primero fue Eta Orionis, un bonito par brillante y fácil para este telescopio. Tanto la primaria como la secundaria estaban bien separadas y mostraban su color blanco brillante. Luego me acerqué a mu Canis Majoris. Este es un par que he observado antes. Esta vez, incluso a 324x, no solo estaban bien separados, sino que mostraban un gran contraste de color con el primario naranja rojizo y el secundario azulado. El secundario estaba ubicado un poco fuera del primer anillo de difracción. Hacía que pareciera un anillo de diamantes. El siguiente objetivo eran 52 Orionis. A 1.2 "de separación, esta es una buena prueba para el Questar. A alta potencia y cuando veo permitido, estoy seguro de que vi un indicio de separación. En otras ocasiones, una buena figura 8. Las nubes comenzaron a arrastrarse desde el norte y terminaron esto. Breve ventana de observación Una vez más, el Questar hizo que todo fuera fácil y agradable.

# 14 Joe Bergeron

Usé mi Questar para observar Venus a través de una pantalla de ventana, y se veía así. ¡Bonita!

# 15 anciano

87970343_10157082095097444_3067930422689136640_n.jpg Usé mi Questar para observar Venus a través de una pantalla de ventana, y se veía así. ¡Bonita!

Esta imagen me trajo recuerdos de hace mucho tiempo cuando construí una pantalla de difracción (fuera de la pantalla de la ventana). Se suponía que aumentaría el contraste en los planetas, especialmente en Venus. Las instrucciones surgieron de una edición de Review of Popular Astronomy. Todavía los tengo. Más tarde leí que estas pantallas de difracción eran como filtros. Redujeron el deslumbramiento. Las imágenes de los planetas a través de ellos se parecían mucho a tu imagen.

# 16 justfred

Anoche celebré un maratón Messier suburbano aislado. El cielo se despejó por primera vez en semanas y los eventos del club se cancelaron, así que decidí ver qué se podía observar desde el camino de entrada aquí en casa. Solo 55 de los 110 objetos se pueden ver desde nuestra casa aquí en los suburbios al sur de Birmingham. Los árboles, la casa en sí y Oak Mountain, al sur, obstruyen el resto. Todo lo que esté por debajo de la declinación de -5 grados está oculto. Todavía terminé viendo 39 de los objetos que estaban disponibles. Los 16 restantes eran demasiado débiles para el pequeño Mak de 89 mm en esta noche. Podía "ver" objetos hasta una magnitud de 9.3 pero nada más tenue. Nada mal para los cielos de Bortle 5/6. Las nubes se mantuvieron alejadas, las temperaturas estaban a mediados de los 50, la visibilidad y la transparencia eran promedio, y no había viento ni luna con los que lidiar. El ocular utilizado fue un Brandon de 24 mm con la barra interna que proporciona las mejores vistas de las galaxias. Tomé descansos para cenar y una pequeña siesta alrededor de las 3 am esperando que más objetos despejaran los árboles. Terminé a las 5 am. Moví el endoscopio tres veces durante la noche a diferentes posiciones. La Q es perfecta para esto. La mía está montada en un TriStand y usted simplemente toma todo y realiza una alineación rápida en el nuevo lugar. Deje el Powerguide funcionando y estará listo para comenzar tan pronto como esté alineado.

Usé la secuencia de búsqueda de Don Machholz fuera del sitio de SEDS. Esa lista, Questar y TriStand, una pequeña mesa plegable de aluminio y una silla de observación Star Bound eran todo lo que necesitaba.

No podemos reunirnos todos en este momento, pero aún podemos hacer lo que podamos desde donde estamos y usar los foros para mantenernos conectados.

# 17 cbwerner

¡Bien hecho, Fred! Nublado aquí, así que aún no hay oportunidades.

# 18 Erik Bakker

¡Estoy seguro de que pasaste una noche muy divertida con tu Questar Fred!

Gracias por compartirlo aquí

# 19 Terra Nova

Fred, gracias por tu maravilloso informe. ¡Es una inspiración para una actividad divertida en estos tiempos confinados en casa! ¡Quiero probarlo una vez que el clima aquí despeje!

# 20 justfred

Gracias a todos. Voy a trabajar en la lista de Caldwell a continuación. Aunque intentaré solo unos pocos por la noche :-) Debería poder ver 30 de ellos durante las próximas semanas desde aquí y tal vez algunos más si el cielo me deja ir más débil que 9.3. No es probable aquí en el húmedo sureste. :-(

Un montón de cosas para mantenernos ocupados todo el tiempo que sea necesario. Todos, por favor, hagan su parte para ayudar a que las cosas mejoren.

¡Todos también háganos saber lo que están viendo!

# 21 anciano

Finalmente, después de casi dos semanas de lluvia y nubes, una noche clara con solo nubes ocasionales yendo y viniendo. Salí a mi lugar de observación en el techo y el cielo estaba despejado en ese momento con un toque de nubes en el horizonte occidental. Las estrellas titilaban regularmente en un cielo transparente. Fue una noche de telescopio pequeño. El Questar estaba fuera y polar alineado en mi Celestar Wedgepod. Fui directamente a la M35 en Géminis. Ya estaba más bajo en el cielo, pero la vista era espléndida. El grupo ocupó la mayor parte del campo con el Brandon de 16 mm. El asterismo Y que siempre veo en el centro estaba claramente allí entre la plétora de estrellas puntiagudas. NGC 2392 fue el siguiente. Fue fácil de encontrar utilizando el buscador de Norton y Questar. El brillo central era claramente discernible en esta nebulosa planetaria. Fue incluso mejor a 180x usando el barlow. Delta Geminorum fue el siguiente. Bonita y fácil pareja para la Questar y buen contraste contra un campo oscuro. Curiosamente, no tuve suerte con Kappa Geminorum, pero podrían haber sido las condiciones de visibilidad y el hecho de que estaba bajo en el cielo. 38 Gem fue fácil mostrando una división limpia y un contraste muy agradable, pero esto es fácil para Questar. Salté a Cáncer en busca de M67. Una vez más, fácil para el buscador Questar y una vista excelente con los 16 mm de este rico grupo. El Beehive (M44) no podía quedarse atrás y era una gran vista de estrellas puntiagudas muy brillantes que cubrían todo el campo en los Brandons de 16 y 24 mm. Se observaron dos dobles en Cáncer, 57 Cancri y OStrube 215. Ambos a 1.5 "de separación y divisiones limpias. Están por encima del límite de Dawes para el Questar pero justo allí en el límite de Raleigh. Desde Cáncer fui a Leo para echar un vistazo a Algieba. Parece una imagen de libro de texto de un doble divisor perfecto con los intensos colores amarillentos-anaranjados. Porrina en Virgo fue la siguiente. Una gran vista del par blanco-blanco. Finalmente, quise echar mi primer vistazo a Cor Caroli con el Questar. En este lugar, la alineación polar significa que el telescopio está mirando a Polaris a 18 grados sobre el horizonte. Mirar a Cor Caroli significó un poco de observación de la posición contorsionista, pero estaba allí. Nunca me canso de este doble. Uno de mis colores favoritos contrasta con la primaria azulada y la secundaria amarilla.

Ya eran las 12 de la medianoche cuando terminé la noche.

Editado por oldmanastro, 30 de marzo de 2020-13: 13h.

# 22 rcwolpert

Guido, ¡disfruté mucho tu informe! Gracias.

# 23 anciano

Guido, ¡disfruté mucho tu informe! Gracias.

Gracias y como pueden ver mi autocorrección convirtió a Algieba en Álgebra !!

# 24 justfred

¡Y estoy celoso de tu latitud sur! Eché un vistazo a la Nebulosa Carina en la Fiesta de las Estrellas de Invierno en los Cayos de Florida a principios de este año.

Omega Centauri es tan bajo como llegamos aquí a 33 grados.

# 25 anciano

Gran informe, Guido.

¡Y estoy celoso de tu latitud sur! Tuve un vistazo de la Nebulosa Carina en la Fiesta de las Estrellas de Invierno en los Cayos de Florida a principios de este año.

Omega Centauri es tan bajo como llegamos aquí a 33 grados.

Gracias,

Fred

Gracias Fred. Mis mejores cielos están al sureste. Ayer, las nubes obstaculizaban mi visión del sur, pero más tarde en la noche pude ver la Cruz del Sur elevándose por el sur. Los planetas también están altos aquí. En el otro lado de la moneda, tenemos mucho polvo sahariano durante el verano que oscurece las observaciones de los DSO y hace que la transparencia del cielo sea muy pobre. También aumenta el calor diario y lo mantiene durante la noche. No es divertido observar de noche con 90 grados y 70% o más de humedad. Hay algunas noches fantásticas en el verano, pero son pocas. Todavía tengo que echar un vistazo a la Nebulosa Carina con el Questar. Veamos si el clima se comporta esta noche.


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3.00 Recursos de Eclipse

Un eclipse solar ofrece a los estudiantes una oportunidad única de ver un fenómeno natural que ilustra los principios básicos de las matemáticas y las ciencias que se enseñan en la escuela primaria y secundaria. De hecho, muchos científicos (¡incluidos los astrónomos!) Se han inspirado para estudiar ciencia como resultado de ver un eclipse solar total. Los profesores pueden usar eclipses para mostrar cómo las leyes del movimiento y las matemáticas del movimiento orbital pueden predecir la ocurrencia de eclipses. El uso de cámaras estenopeicas y telescopios o binoculares para observar un eclipse permite comprender la óptica de estos dispositivos. El aumento y la disminución de los niveles de luz ambiental durante un eclipse ilustran los principios de la radiometría y la fotometría, mientras que las clases de biología pueden observar el comportamiento asociado de plantas y animales.También es una oportunidad para que los niños en edad escolar contribuyan activamente a la investigación científica: las observaciones de los tiempos de contacto en diferentes lugares a lo largo de la trayectoria del eclipse son útiles para refinar nuestro conocimiento de los movimientos orbitales de la luna y la tierra, y los bocetos y fotografías de la La corona solar se puede utilizar para construir una imagen tridimensional de la atmósfera extendida del sol durante el eclipse.

Sin embargo, observar el sol puede ser peligroso si no se toman las precauciones adecuadas. La radiación solar que llega a la superficie de la tierra incluye radiación ultravioleta (UV) en longitudes de onda superiores a 290 nm, hasta ondas de radio en el rango del metro. Los tejidos del ojo transmiten una parte sustancial de la radiación entre 380 y 1400 nm a la retina sensible a la luz en la parte posterior del ojo. Si bien se sabe que la exposición ambiental a la radiación ultravioleta contribuye al envejecimiento acelerado de las capas externas del ojo y al desarrollo de cataratas, la preocupación por la visión inadecuada del Sol durante un eclipse es por el desarrollo de "ceguera por eclipse" o quemaduras en la retina. .

La exposición de la retina a la luz visible intensa daña sus células de cono y bastón sensibles a la luz. La luz desencadena una serie de reacciones químicas complejas dentro de las células que dañan su capacidad para responder a un estímulo visual y, en casos extremos, pueden destruirlas. El resultado es una pérdida de la función visual que puede ser temporal o permanente, según la gravedad del daño. Cuando una persona mira repetidamente o durante mucho tiempo al sol sin la protección adecuada para los ojos, este daño fotoquímico de la retina puede ir acompañado de una lesión térmica: el alto nivel de luz visible provoca un calentamiento que literalmente cocina el tejido expuesto. Esta lesión térmica o fotocoagulación destruye las varillas y los conos, creando una pequeña zona ciega. El peligro para la visión es significativo porque las lesiones fóticas de la retina ocurren sin ninguna sensación de dolor (la retina no tiene receptores de dolor) y los efectos visuales no ocurren durante al menos varias horas después de que se produce el daño (Pitts, 1993). Ver el sol a través de binoculares, un telescopio u otros dispositivos ópticos sin los filtros protectores adecuados puede provocar una lesión térmica de la retina debido al alto nivel de irradiancia debido a la luz visible, así como a la radiación infrarroja cercana, en la imagen ampliada.

El único momento en que se puede ver el Sol de forma segura a simple vista es durante un eclipse total, cuando la luna cubre completamente al Sol. Nunca es seguro observar un eclipse anular o las fases parciales de cualquier eclipse sin el equipo y las técnicas adecuadas. Incluso cuando el 99,9% de la superficie del sol (la fotosfera) se oscurece durante las fases parciales de un eclipse solar, el Sol creciente restante sigue siendo lo suficientemente intenso como para causar una quemadura en la retina, aunque los niveles de iluminación son comparables al crepúsculo (Chou, 1981, pág. 1996 Marsh, 1982). No utilizar los métodos de observación adecuados puede provocar daños oculares permanentes o una pérdida visual grave. Esto puede tener importantes efectos adversos en las opciones de carrera y el potencial de ingresos, ya que se ha demostrado que la mayoría de las personas que sufren lesiones oculares relacionadas con el eclipse son niños y adultos jóvenes (Penner y McNair, 1966 Chou y Krailo, 1981).

Las mismas técnicas para observar el Sol fuera de los eclipses se utilizan para ver y fotografiar eclipses solares anulares y el Sol parcialmente eclipsado (Sherrod, 1981 Pasachoff 2000 Pasachoff & Covington, 1993 Reynolds & Sweetsir, 1995). El método más seguro y económico es la proyección. Se utiliza un orificio o una pequeña abertura para formar una imagen del Sol en una pantalla colocada aproximadamente a un metro detrás de la abertura. Se pueden usar múltiples aberturas en el tablero de perfil, un sombrero de paja de tejido suelto o incluso entre los dedos entrelazados para proyectar un patrón de imágenes solares en una pantalla. Un efecto similar se ve en el suelo debajo de un árbol de hojas anchas: los muchos "agujeros" formados por las hojas superpuestas crean cientos de imágenes en forma de media luna. También se pueden utilizar binoculares o un pequeño telescopio montado en un trípode para proyectar una imagen ampliada del Sol en una tarjeta blanca. Todos estos métodos se pueden utilizar para proporcionar una vista segura de las fases parciales de un eclipse a un grupo de observadores, pero se debe tener cuidado para asegurarse de que nadie mire a través del dispositivo. La principal ventaja de los métodos de proyección es que nadie mira directamente al Sol. La desventaja del método estenopeico es que la pantalla debe colocarse al menos un metro detrás de la abertura para obtener una imagen solar lo suficientemente grande como para verla fácilmente.

El sol solo se puede ver directamente cuando se utilizan filtros especialmente diseñados para proteger los ojos. La mayoría de estos filtros tienen una fina capa de aleación de cromo o aluminio depositada en sus superficies que atenúa tanto la radiación visible como la del infrarrojo cercano. Un filtro solar seguro debe transmitir menos del 0,003% (densidad

4.5) de luz visible (380 a 780 nm) y no más del 0.5% (densidad

2.3) de la radiación del infrarrojo cercano (780 a 1400 nm). La figura 3.1 muestra las curvas de transmitancia para una selección de filtros solares seguros.

Uno de los filtros más ampliamente disponibles para una visualización solar segura es el vidrio de soldador con sombra número 14, que se puede obtener en las salidas de suministro de soldadura. Una alternativa popular y económica es el poliéster aluminizado que se ha fabricado especialmente para la observación solar. (¡Las "mantas espaciales" y el poliéster aluminizado que se usan en jardinería NO son adecuados para este propósito!) A diferencia del vidrio de soldadura, el poliéster aluminizado se puede cortar para adaptarse a cualquier dispositivo de visualización y no se rompe cuando se cae. Recientemente se ha señalado que algunos filtros de poliéster aluminizado pueden tener defectos grandes (de hasta aproximadamente 1 mm de tamaño) en sus recubrimientos de aluminio que pueden ser peligrosos. Un análisis microscópico de ejemplos de tales defectos muestra que, a pesar de su apariencia, los defectos surgen de un agujero en una de las dos películas de poliéster aluminizado utilizadas en el filtro. No hay una gran abertura completamente desprovista del revestimiento protector de aluminio. Si bien este es un problema de control de calidad, la presencia de un defecto en el revestimiento de aluminio no implica necesariamente que el filtro sea peligroso. En caso de duda, no se debe utilizar un filtro solar de poliéster aluminizado que tenga defectos de recubrimiento de más de 0,2 mm de tamaño, o más de un defecto en cualquier zona circular de 5 mm del filtro.

Una alternativa al material de filtro solar de poliéster aluminizado que se ha vuelto bastante popular es el `` polímero negro '' en el que las partículas de carbono se suspenden en una matriz de resina. Este material es algo más rígido que el poliéster y requiere una celda de sujeción especial si se va a utilizar en la parte delantera de binoculares, teleobjetivos o telescopios. Destinado principalmente como filtro visual, el polímero da una imagen amarilla del Sol (el poliéster aluminizado produce una imagen azul-blanca). Este tipo de filtro puede mostrar variaciones significativas en la densidad del tinte en su extensión, algunas áreas pueden parecer mucho más claras que otras. Las áreas más claras del filtro transmiten más radiación infrarroja de la que sería deseable. Un desarrollo reciente es un filtro que consta de polímero negro recubierto de aluminio. Combinando las mejores características del poliéster y el polímero negro, este nuevo material puede eventualmente reemplazar a ambos como el filtro de elección en los espectadores de eclipses solares. La curva de transmitancia de uno de estos filtros híbridos (Polymer Plus® de Thousand Oaks Optical) se muestra en la Figura 3.1. Otro material, Baader AstroSolar Safety Film, se puede utilizar para observaciones solares tanto visuales como fotográficas. Es una película de resina ultrafina con excelente calidad óptica y menos luz dispersa que la mayoría de los filtros de poliéster.

Muchos observadores solares experimentados utilizan una o dos capas de película en blanco y negro que ha sido completamente expuesta a la luz y desarrollada a la máxima densidad. La plata metálica contenida en la emulsión de película es el filtro protector, sin embargo, cualquier negativo en blanco y negro con imágenes no es adecuado para este propósito. Más recientemente, los observadores solares han utilizado disquetes y discos compactos (CD y CD-ROM) como filtros protectores al cubrir las aberturas centrales y mirar a través del disco. Sin embargo, la calidad óptica de la imagen solar formada por un disquete o CD es relativamente pobre en comparación con el poliéster aluminizado o el vidrio de soldador. Algunos CD están hechos con recubrimientos de aluminio muy delgados que no son seguros; si puede ver a través del CD con la iluminación normal de la habitación, ¡no lo use! No se debe utilizar ningún filtro con un dispositivo óptico (por ejemplo, binoculares, telescopio, cámara) a menos que haya sido diseñado específicamente para ese propósito y esté montado en la parte frontal. Algunas fuentes de filtros solares se enumeran a continuación.

Los filtros inseguros incluyen película de color, película en blanco y negro que no contiene plata, negativos de película con imágenes, vidrio ahumado, gafas de sol (pares únicos o múltiples), filtros fotográficos de densidad neutra y filtros polarizadores. La mayoría de estos transmiten altos niveles de radiación infrarroja invisible que puede causar quemaduras térmicas en la retina (ver Figura 3.1). El hecho de que el sol parezca tenue, o que no sienta ninguna molestia al mirar al sol a través del filtro, no es garantía de que sus ojos estén seguros. Los filtros solares diseñados para enroscarse en oculares que a menudo cuentan con telescopios económicos tampoco son seguros. Estos filtros de vidrio a menudo se agrietan inesperadamente por sobrecalentamiento cuando el telescopio apunta al Sol, y el daño a la retina puede ocurrir más rápido de lo que el observador puede mover el ojo desde el ocular. Evite riesgos innecesarios. Su planetario local, centro de ciencias o club de astronomía amateur puede proporcionar información adicional sobre cómo observar el eclipse de forma segura.

Existe la preocupación de que la radiación UVA (longitudes de onda entre 315 y 380 nm) de la luz solar también pueda afectar negativamente a la retina (Del Priore, 1991). Si bien hay algunas pruebas experimentales de esto, solo se aplica al caso especial de afaquia, en el que se extrajo el cristalino natural del ojo debido a una catarata o lesión, y no se le colocaron gafas, lentes de contacto o intraoculares que bloqueen los rayos UV. En un ojo humano normal intacto, la radiación UVA no llega a la retina porque es absorbida por el cristalino. En afaquia, la exposición ambiental normal a la radiación solar ultravioleta puede causar daños crónicos en la retina. Sin embargo, los materiales de filtro solar discutidos en este artículo atenúan la radiación UV solar a un nivel muy por debajo de la exposición ocupacional mínima permisible para los rayos UVA (ACGIH, 1994), por lo que un observador afáquico no corre ningún riesgo adicional de daño retiniano cuando mira al Sol a través de un filtro solar adecuado.

En los días y semanas antes de que ocurra un eclipse solar, a menudo hay noticias y anuncios en los medios, advirtiendo sobre los peligros de mirar el eclipse. Desafortunadamente, a pesar de las buenas intenciones detrás de estos mensajes, con frecuencia contienen información errónea y pueden estar diseñados para asustar a las personas para que no vean el eclipse. Sin embargo, esta táctica puede resultar contraproducente, especialmente cuando los mensajes están destinados a los estudiantes. Un estudiante que escucha las advertencias de los maestros y otras autoridades de no ver el eclipse debido al peligro para la visión, y luego se entera de que otros estudiantes lo vieron de manera segura, puede sentirse engañado por la experiencia. Habiendo aprendido ahora que la figura de autoridad se equivocó en una ocasión, ¿cómo va a reaccionar este estudiante cuando le den otros consejos relacionados con la salud sobre drogas, SIDA o tabaquismo? La desinformación puede ser tan mala, si no peor, que la falta de información (Pasachoff, 2001).


Universo hoy

Se está produciendo una secuencia secuencial de autorreparación. Crédito de la imagen: ESA Haga clic para ampliar
Construir naves espaciales es un trabajo duro. Son piezas de ingeniería de precisión que tienen que sobrevivir en el ambiente sin aire del espacio, donde las temperaturas pueden oscilar de cientos de grados Celsius a cientos de grados bajo cero en momentos. Una vez que una nave espacial está en órbita, los ingenieros prácticamente no tienen ninguna posibilidad de reparar nada que se rompa. Pero, ¿y si una nave espacial pudiera repararse sola?

Gracias a un nuevo estudio financiado por ESA & # 8217s General Studies Program, y realizado por el Departamento de Ingeniería Aeroespacial de la Universidad de Bristol, Reino Unido, los ingenieros han dado un paso hacia esa asombrosa posibilidad. Se inspiraron en la naturaleza.

& # 8220Cuando nos cortamos no tenemos que volver a pegarnos, sino que tenemos un mecanismo de autocuración. Nuestra sangre se endurece para formar un sello protector para que se forme nueva piel debajo, & # 8221, dice el Dr. Christopher Semprimoschnig, científico de materiales en el Centro Europeo de Investigación de Tecnología Espacial (ESTEC) de la ESA & # 8217 en los Países Bajos, que supervisó el estudio.

Imaginó tales cortes como análogos al & # 8216-desgaste-y-desgarro & # 8217 sufrido por la nave espacial. Las temperaturas extremas pueden hacer que se abran pequeñas grietas en la superestructura, al igual que los impactos de los micrometeroides y los pequeños granos de polvo que viajan a velocidades notables de varios kilómetros por segundo. Durante la vida útil de una misión, las grietas se acumulan, debilitando la nave espacial hasta que una falla catastrófica se vuelve inevitable.

El desafío para Semprimoschnig fue replicar el proceso humano de curar pequeñas grietas antes de que puedan abrirse a algo más serio. Él y el equipo de Bristol lo hicieron reemplazando un pequeño porcentaje de las fibras que atraviesan un material compuesto resinoso, similar al que se usa para fabricar componentes de naves espaciales, con fibras huecas que contienen materiales adhesivos. Irónicamente, para que el material se pudiera reparar por sí solo, las fibras huecas tenían que estar hechas de una sustancia fácilmente rompible: el vidrio. & # 8220Cuando se produce un daño, las fibras deben romperse fácilmente, de lo contrario no pueden liberar los líquidos para llenar las grietas y realizar la reparación & # 8221, dice Semprimoschnig.

En los humanos, el aire reacciona químicamente con la sangre, endureciéndola. En el ambiente sin aire del espacio, las venas mecánicas alternas deben llenarse con resina líquida y un endurecedor especial que se filtra y se mezcla cuando las fibras se rompen. Ambos deben estar lo suficientemente líquidos para llenar las grietas rápidamente y endurecerse antes de que se evapore.

& # 8220 Hemos dado el primer paso, pero queda al menos una década antes de que esta tecnología llegue a una nave espacial & # 8221, dice Semprimoschnig, quien cree que ahora se necesitan pruebas a mayor escala.

La promesa de una nave espacial autocurativa abre la posibilidad de misiones de mayor duración. Los beneficios son dobles. En primer lugar, duplicar la vida útil de una nave espacial en órbita alrededor de la Tierra reduciría aproximadamente a la mitad el costo de la misión. En segundo lugar, duplicar la vida útil de las naves espaciales significa que los planificadores de misiones podrían contemplar misiones a destinos lejanos en el Sistema Solar que actualmente son demasiado riesgosos.

En resumen, las naves espaciales autorreparables prometen una nueva era de naves espaciales más confiables, lo que significa más datos para los científicos y posibilidades de telecomunicaciones más confiables para todos nosotros.

Tormentas de Saturno a punto de fusionarse

Tormentas de Saturno arremolinándose en la región & # 8220storm alley & # 8221. Crédito de la imagen: NASA / JPL / SSI Haga clic para ampliar
Dos tormentas de Saturno se arremolinan en la región denominada informalmente & # 8220storm alley & # 8221 por los científicos. Esta región de latitudes medias ha estado activa con tormentas desde que los científicos de Cassini comenzaron a monitorear Saturno a principios de 2004.

La gran tormenta de la izquierda tiene al menos 2.500 kilómetros (1.600 millas) de norte a sur. Esto es más grande que las tormentas típicas de la región, que son del tamaño de grandes huracanes terrestres, o de unos 1.000 kilómetros (600 millas) de ancho. A la izquierda, la tormenta más pequeña tiene unos 700 kilómetros (400 millas) de ancho.

Las dos tormentas están interactuando. Sus brazos parecidos a hilos están entrelazados y es posible que se hayan fusionado unos días después de que se tomó esta imagen. Consulte PIA06082 y PIA06083 para ver películas sobre la actividad de tormentas en esta región.

La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho de la Cassini el 9 de diciembre de 2005, a una distancia de aproximadamente 3,2 millones de kilómetros (2 millones de millas) de Saturno. La imagen se obtuvo utilizando un filtro sensible a las longitudes de onda de la luz infrarroja centrada en 727 nanómetros. La escala de la imagen es de 38 kilómetros (23 millas) por píxel.

La misión Cassini-Huygens es un proyecto cooperativo de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. El Laboratorio de Propulsión a Chorro, una división del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, administra la misión de la Dirección de Misiones Científicas de la NASA # 8217, Washington, D.C. El orbitador Cassini y sus dos cámaras a bordo fueron diseñados, desarrollados y ensamblados en el JPL. El centro de operaciones de imágenes tiene su sede en el Instituto de Ciencias Espaciales en Boulder, Colorado.

Para obtener más información sobre la misión Cassini-Huygens, visite http://saturn.jpl.nasa.gov. La página de inicio del equipo de imágenes de Cassini está en http://ciclops.org.

Satélites económicos y globos de gran altitud n.o 8211

Fotografía en globo tomada desde 25km. Crédito de la imagen: Paul Verhage. Click para agrandar.
Paul Verhage tiene algunas fotos que usted juraría que fueron tomadas desde el espacio. Y lo fueron. Pero Verhage no es un astronauta, ni trabaja para la NASA ni para ninguna empresa que tenga satélites en órbita alrededor de la Tierra. Es maestro en el distrito escolar de Boise, Idaho. Su afición, sin embargo, está fuera de este mundo.

Verhage es una de las aproximadamente 200 personas en los Estados Unidos que lanzan y recuperan lo que se ha llamado un satélite & # 8220poor man & # 8217s. & # 8221 Amateur Radio High Altitude Ballooning (ARHAB) permite a las personas lanzar satélites en funcionamiento a & # 8220 cerca del espacio. , & # 8221 a una fracción del costo de los vehículos tradicionales de lanzamiento de cohetes.

Por lo general, el costo de lanzar cualquier cosa al espacio en cohetes regulares es bastante alto, llegando a miles de dólares por libra. Además, el período de espera para que las cargas útiles se incluyan en un manifiesto y luego se lancen puede ser de varios años.

Verhage dice que el costo total de construcción, lanzamiento y recuperación de estas naves espaciales cercanas es menos de $ 1,000. & # 8220Nuestros vehículos de lanzamiento y combustible son globos meteorológicos de látex y helio & # 8221, dijo.

Además, una vez que un individuo o un grupo pequeño comienza a diseñar una nave espacial cercana, podría estar lista para su lanzamiento dentro de seis a doce meses.

Verhage ha lanzado alrededor de 50 globos desde 1996. Las cargas útiles de su nave espacial cercana incluyen mini estaciones meteorológicas, contadores Geiger y cámaras.

Las mentiras del espacio cercano comienzan entre 60,000 y 75,000 pies (

18 a 23 km) y continúa hasta 62,5 millas (100 km), donde comienza el espacio.

& # 8220A estas altitudes, la presión del aire es sólo el 1% de la del nivel del suelo, y la temperatura del aire es de aproximadamente -60 grados F, & # 8221, dijo. & # 8220Estas condiciones están más cerca de la superficie de Marte que de la superficie de la Tierra. & # 8221

Verhage también dijo que debido a la baja presión del aire, el aire es demasiado delgado para refractar o dispersar la luz solar. Por lo tanto, el cielo es negro en lugar de azul. Entonces, lo que se ve a estas altitudes está muy cerca de lo que ven los astronautas del transbordador desde la órbita.

Verhage dijo que su vuelo más alto alcanzó una altitud de 114,600 pies (35 km), y el más bajo fue a solo 8 pies (2,4 metros) del suelo.

Las partes principales de una nave espacial cercana son las computadoras de vuelo, la estructura del avión y un sistema de recuperación. Todos estos componentes son reutilizables para múltiples vuelos.& # 8220 Piense en construir esta nave espacial cercana como si construyera su propio transbordador espacial reutilizable, & # 8221, dijo Verhage.

La aviónica opera experimentos, recopila datos y determina el estado de la nave espacial, y Verhage fabrica sus propias computadoras de vuelo. La estructura del avión suele ser la parte más económica de la nave espacial y puede estar hecha de materiales como espuma de poliestireno y nailon Ripstop, unidos con pegamento termofusible.

El sistema de recuperación consta de un GPS, un receptor de radio como un radioaficionado y una computadora portátil con software GPS. Además, y probablemente lo más importante, es el Chase Crew. & # 8220Es & # 8217 como un rally en la carretera & # 8221 dice Verhage, & # 8220 ¡pero nadie en el Chase Crew sabe con certeza dónde van a terminar! & # 8221

El proceso de lanzamiento de una nave espacial cercana implica preparar la cápsula, llenar el globo con helio y soltarlo. Las tasas de ascenso de los globos varían para cada vuelo, pero normalmente oscilan entre 1000 y 1200 pies por minuto, y los vuelos tardan entre 2 y 3 horas en alcanzar el apogeo. Un globo lleno mide aproximadamente 7 pies de alto y 6 pies de ancho. Se expanden en tamaño a medida que el globo asciende, y a una altitud máxima pueden tener más de 20 pies de ancho.

El vuelo termina cuando el globo estalla debido a la presión atmosférica reducida. Para garantizar un buen aterrizaje, se despliega previamente un paracaídas antes del lanzamiento. Una nave espacial cercana caerá libremente, con velocidades de más de 6.000 pies por minuto hasta unos 50.000 pies de altitud, donde el aire es lo suficientemente denso como para ralentizar la cápsula.

El receptor de GPS que usa Verhage señala su posición cada 60 segundos, por lo que después de que la nave aterriza, Verhage y su equipo generalmente saben dónde está la nave espacial, pero recuperarla es principalmente una cuestión de poder llegar a donde se encuentra. Verhage ha perdido solo una cápsula. Las baterías se agotaron durante el vuelo, por lo que el GPS no estaba funcionando. Otra cápsula fue recuperada 815 días después del lanzamiento, encontrada por la Guardia Nacional Aérea cerca de un campo de tiro.

Algunos globos se recuperan a solo 10 millas del lugar de lanzamiento, mientras que otros han viajado más de 150 millas de distancia.

& # 8220Algunas de las recuperaciones son fáciles, & # 8221, dijo Verhage. & # 8220 En un vuelo, uno de mi equipo de persecución, Dan Miller, atrapó el globo mientras aterrizaba. Pero algunas recuperaciones en Idaho son difíciles. Hemos pasado horas escalando una montaña en algunos casos.

Otros experimentos que Verhage ha realizado incluyen un fotómetro de luz visible, fotómetros de ancho de banda medio, un radiómetro infrarrojo, una gota de planeador, supervivencia de insectos y exposición a bacterias.

Uno de los experimentos más interesantes de Verhage involucró el uso de un contador Geiger para medir la radiación cósmica. En el suelo, un contador Geiger detecta unos 4 rayos cósmicos por minuto. A 62.000 el recuento llega a 800 recuentos por minuto, pero Verhage descubrió que por encima de esa altitud el recuento desciende. & # 8220 Aprendí sobre los rayos cósmicos primarios de ese descubrimiento, & # 8221, dijo.

Volar los experimentos es una gran experiencia, dijo Verhage, pero lanzar una cámara y obtener imágenes de Near Space proporciona un factor & # 8220wow & # 8221 insustituible. & # 8220 Tener una imagen de la Tierra que muestre su curvatura es bastante sorprendente & # 8221 Verhage.

& # 8220 Para las cámaras & # 8221 continuó, & # 8220 cuanto más tontas son, mejor. Demasiadas de las cámaras más nuevas tienen una función de ahorro de energía, por lo que se apagan cuando no se utilizan en tantos minutos. Cuando se apagan a 50.000 pies, no hay & # 8217 nada que pueda hacer para volver a encenderlos & # 8221.

Si bien las cámaras digitales son fáciles de conectar con la computadora de vuelo, dijo Verhage, requieren un cableado ingenioso para evitar que la cámara se apague. Dijo que hasta el momento, sus mejores fotos provienen de cámaras de película.

Verhage está escribiendo un libro electrónico que detalla cómo construir, lanzar y recuperar una nave espacial cercana, y los primeros 8 capítulos están disponibles gratis en línea. El libro electrónico tendrá 15 capítulos cuando esté terminado, con un total de aproximadamente 800 páginas de extensión.
Parallax, la empresa que fabrica un microcontrolador patrocina la publicación del libro electrónico & # 8217s.

Verhage enseña electrónica en el Centro Técnico Profesional Dehryl A. Dennis en Boise. Escribe una columna bimensual sobre sus aventuras con ARHAB para la revista Nuts and Volts, y también comparte su entusiasmo por la exploración espacial a través del programa de embajadores del Sistema Solar NASA / JPL.

Verhage dijo que su afición incorpora todo lo que le interesa: GPS, microcontroladores y exploración espacial, y anima a cualquiera a experimentar la emoción de enviar una nave espacial al espacio cercano.

El asteroide se rompió hace 8.2 millones de años

La tierra. Crédito de la imagen: NASA Haga clic para ampliar
En un nuevo estudio que proporciona una forma novedosa de ver nuestro sistema solar y el pasado, un grupo de científicos planetarios y geoquímicos anuncian que han encontrado evidencia en la Tierra de una ruptura o colisión de asteroides que ocurrió hace 8.2 millones de años.

En un informe en la edición del 19 de enero de la revista Nature, científicos del Instituto de Tecnología de California, el Instituto de Investigación del Suroeste (SwRI) y la Universidad Charles en la República Checa muestran que las muestras de núcleos de sedimentos oceánicos son consistentes con simulaciones por computadora de la ruptura de un cuerpo de 160 kilómetros de ancho en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Los fragmentos más grandes de este asteroide todavía están orbitando el cinturón de asteroides, y su fuente hipotética se conoce desde hace años como el asteroide & # 8220Veritas. & # 8221

Ken Farley de Caltech descubrió un pico en un isótopo raro conocido como helio 3 que comenzó hace 8.2 millones de años y disminuyó gradualmente durante los siguientes 1.5 millones de años. Esta información sugiere que la Tierra debe haber sido espolvoreada con una fuente extraterrestre.

& # 8220El pico de helio 3 encontrado en estos sedimentos es la prueba de que algo bastante dramático le sucedió a la población de polvo interplanetario hace 8.2 millones de años & # 8221, dice Farley, profesor de geoquímica de la Fundación Keck en Caltech y presidente de la División de Geología. y Ciencias Planetarias. & # 8220Es & # 8217 es uno de los mayores eventos de polvo de los últimos 80 millones de años. & # 8221

El polvo interplanetario está compuesto de trozos de roca de unos pocos a varios cientos de micrones de diámetro producidos por colisiones de asteroides o expulsados ​​de cometas. El polvo interplanetario migra hacia el sol y, en el camino, parte de este polvo es capturado por el campo gravitacional de la Tierra y depositado en su superficie.

Actualmente, más de 20.000 toneladas de este material se acumulan en la Tierra cada año, pero la tasa de acreción debería fluctuar con el nivel de colisiones de asteroides y los cambios en el número de cometas activos. Al observar sedimentos antiguos que incluyen tanto polvo interplanetario como sedimento terrestre ordinario, los investigadores por primera vez han podido detectar los principales eventos del sistema solar productores de polvo del pasado.

Debido a que las partículas de polvo interplanetario son tan pequeñas y raras en los sedimentos (significativamente menos de una parte por millón), son difíciles de detectar mediante mediciones directas. Sin embargo, estas partículas son extremadamente ricas en helio 3, en comparación con los materiales terrestres. Durante la última década, Ken Farley ha medido las concentraciones de helio 3 en los sedimentos formados durante los últimos 80 millones de años para crear un registro del flujo de polvo interplanetario.

Para asegurarse de que el pico no fue una casualidad presente en un solo sitio en el lecho marino, Farley estudió dos localidades diferentes: una en el Océano Índico y otra en el Atlántico. El evento se registra claramente en ambos sitios.

Para encontrar la fuente de estas partículas, William F. Bottke y David Nesvorny del Departamento de Estudios Espaciales de SwRI en Boulder, Colorado, junto con David Vokrouhlicky de la Universidad Charles, estudiaron grupos de órbitas de asteroides que probablemente son consecuencia de colisiones de asteroides antiguos.

& # 8220Mientras los asteroides chocan constantemente entre sí en el cinturón de asteroides principal, & # 8221 dice Bottke, & # 8220 solo de vez en cuando se rompe uno extremadamente grande & # 8221.

Los científicos identificaron un grupo de fragmentos de asteroides cuyo tamaño, edad y órbitas notablemente similares lo convirtieron en un candidato probable para el evento de polvo de la Tierra. Al rastrear las órbitas del cúmulo hacia atrás en el tiempo utilizando modelos de computadora, encontraron que, hace 8.2 millones de años, todos sus fragmentos compartían la misma orientación orbital en el espacio. Este evento define cuándo el asteroide de 160 kilómetros de ancho llamado Veritas fue destruido por el impacto y coincide con el pico en los sedimentos del lecho marino interplanetario que Farley había encontrado.

& # 8220La disrupción de Veritas fue extraordinaria & # 8221, dice Nesvorny. & # 8220Fue la colisión de asteroides más grande de los últimos 100 millones de años. & # 8221

Como verificación final, el equipo SwRI-Czech utilizó simulaciones por computadora para seguir la evolución de las partículas de polvo producidas por el evento de ruptura de Veritas de 100 millas de ancho. Su trabajo muestra que el evento Veritas podría producir el pico de polvo extraterrestre que llueve sobre la Tierra hace 8,2 millones de años, así como una disminución gradual en el flujo de polvo.

"La coincidencia entre los resultados de nuestro modelo y los depósitos de helio 3 es muy convincente", dice Vokrouhlicky. & # 8220Nos hace preguntarnos si otros picos de helio 3 en núcleos oceánicos también se pueden rastrear hasta la ruptura de asteroides. & # 8221

Esta investigación fue financiada por el programa de Geología y Geofísica Planetaria # 8217s de la NASA y recibió apoyo financiero adicional de la agencia de subvenciones de la República Checa y el programa COBASE de la National Science Foundation & # 8217s. El artículo de Nature se titula & # 8220Una lluvia de polvo del Mioceno tardío por la ruptura de un asteroide en el cinturón principal. & # 8221

Juventae Chasma en Marte

La depresión de Juventae Chasma tomada por HRSC. Crédito de la imagen: ESA Haga clic para ampliar
Estas imágenes, tomadas por la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) a bordo de la nave espacial Mars Express de la ESA y # 8217, muestran la depresión de Juventae Chasma, cortada en las llanuras de Lunae Planum en Marte.

El HRSC obtuvo estas imágenes durante la órbita 243 con una resolución terrestre de aproximadamente 23,4 metros por píxel. Las escenas muestran la región de Lunae Planum, aproximadamente a las 5? Sur y 297? Este.

La depresión de Juventae Chasma, ubicada al norte de Valles Marineris, corta más de 5000 metros en la llanura de Lunae Planum. El suelo de Juventae Chasma está parcialmente cubierto por dunas.

En el valle, al noreste, hay una montaña compuesta de material brillante en capas. Esta montaña tiene aproximadamente 2500 metros de altura, tiene una longitud de 59 kilómetros y una anchura de hasta 23 kilómetros.

El espectrómetro OMEGA a bordo de Mars Express podrá confirmar que esta montaña está compuesta por depósitos de sulfato. Las escenas de color se han derivado de los tres canales de color HRSC y el canal nadir.

*** imagen 4: izquierda *** Las vistas en perspectiva se han calculado a partir del modelo de terreno digital derivado de los canales estéreo. La imagen de anaglifo 3D se calculó a partir del nadir y un canal estéreo. Se ha reducido la resolución de la imagen para su uso en Internet.

Discos tipo cinturón de Kuiper alrededor de dos estrellas cercanas

Dos discos de desechos se asemejan al cinturón de Kuiper. Crédito de la imagen: UC Berkeley Haga clic para ampliar
Una encuesta realizada por la NASA y el Telescopio Espacial Hubble # 8217 de 22 estrellas cercanas ha revelado dos con discos de escombros brillantes que parecen ser el equivalente de nuestro propio sistema solar y el Cinturón de Kuiper # 8217, un anillo de rocas heladas fuera de la órbita de Neptuno y la fuente. de cometas de período corto.

Los discos de escombros que rodean estas estrellas se dividen en dos categorías & # 8211 cinturones anchos y estrechos & # 8211 que parecen describir las nueve estrellas, incluido el sol, que se sabe que tienen discos de escombros vinculados a la formación de planetas. De hecho, los bordes exteriores afilados de los cinturones estrechos, como el Cinturón de Kuiper en nuestro sistema solar, pueden ser un indicio de la existencia de un compañero con forma de estrella que arregla continuamente el borde, de la misma manera que pastorea las lunas. recorta los bordes de los anillos de escombros alrededor de Saturno y Urano.

El astrónomo investigador Paul Kalas, el profesor de astronomía James Graham y el estudiante graduado Michael Fitzgerald de la Universidad de California, Berkeley, junto con Mark C. Clampin del Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland, informarán sobre su descubrimiento y conclusiones en el 1 de enero. Número 20 de Astrophysical Journal Letters.

Los discos estelares recién descubiertos, cada uno a unos 60 años luz de la Tierra, elevan a nueve el número de estrellas con discos de escombros polvorientos observables en longitudes de onda visibles. Los nuevos son diferentes, sin embargo, en que tienen la edad suficiente & # 8211 más de 300 millones de años & # 8211 para haberse establecido en configuraciones estables similares al planeta estable y las órbitas de escombros en nuestro propio sistema solar, que tiene 4.600 millones de años. viejo. Los otros siete, a excepción del sol, van desde decenas de millones a 200 millones de años & # 8211 jóvenes según los estándares solares.

Además, las masas de las estrellas se acercan más a la del sol.

& # 8220 Estos son los discos de escombros más antiguos que se ven en la luz reflejada, y son importantes porque muestran cómo se vería el Cinturón de Kuiper desde el exterior & # 8221, dijo Kalas, el investigador principal. & # 8220Estos son los tipos de estrellas alrededor de las cuales esperarías encontrar zonas habitables y planetas que podrían desarrollar vida. & # 8221

La mayoría de los discos de escombros se pierden en el resplandor de la estrella central, pero la alta resolución y sensibilidad del telescopio espacial Hubble y la cámara avanzada para encuestas n. ° 8217 han hecho posible buscar estos discos después de bloquear la luz de la estrella. Kalas ha descubierto discos de escombros alrededor de otras dos estrellas (AU Microscopii y Fomalhaut) en los últimos dos años, una de ellas con el telescopio Hubble, y ha estudiado los detalles de la mayoría de las otras estrellas conocidas con discos.

"Sabemos de más de 100 estrellas que tienen una emisión infrarroja superior a la emitida por la estrella, y ese exceso de emisión térmica proviene del polvo circunestelar", dijo Kalas. & # 8220La parte difícil es obtener imágenes resueltas que den información espacial. Ahora, dos décadas después de que fueron descubiertos por primera vez, finalmente comenzamos a ver los discos de polvo. Estas detecciones recientes son realmente un tributo a todo el arduo trabajo que se llevó a cabo para actualizar los instrumentos del Hubble & # 8217s durante la última misión de servicio. & # 8221

El pequeño muestreo ya muestra que tales discos se dividen en dos categorías: los que tienen un cinturón ancho, más ancho que unas 50 unidades astronómicas y los estrechos con un ancho de entre 20 y 30 AU y un límite exterior nítido, probablemente como nuestro propio Cinturón de Kuiper. Una unidad astronómica, o AU, es la distancia promedio entre la Tierra y el sol, alrededor de 93 millones de millas. Se cree que nuestro cinturón de Kuiper es estrecho y se extiende desde la órbita de Neptuno a 30 UA hasta aproximadamente 50 UA.

La mayoría de los discos de escombros conocidos parecen tener un área central despejada de escombros, tal vez por planetas, que probablemente sean responsables de los bordes internos afilados de muchos de estos cinturones.

Kalas y Graham especulan que las estrellas que también tienen bordes exteriores afilados en sus discos de escombros tienen una compañera & # 8211 una estrella o enana marrón, quizás & # 8211 que evita que el disco se extienda hacia afuera, similar a la forma en que Saturno & # 8217s da forma a las lunas bordes de muchos de los anillos del planeta.

& # 8220 La historia de cómo se hace un anillo alrededor de un planeta podría ser la misma que la historia de hacer anillos alrededor de una estrella, & # 8221 Kalas. Se sabe que solo una de las nueve estrellas tiene un compañero, pero entonces, dijo, nadie ha mirado todavía la mayoría de estas estrellas para ver si tienen compañeros débiles a grandes distancias de la estrella primaria.

Sugiere que una estrella perdida que pasa puede haber arrancado los bordes del disco planetario original, pero sería necesaria una compañera del tamaño de una estrella para evitar que el material restante del disco, como asteroides, cometas y polvo, se propague hacia afuera.

Si es cierto, eso significaría que el sol también tiene un compañero que mantiene al Cinturón de Kuiper confinado dentro de un límite definido. Aunque el profesor de física de UC Berkeley, Richard Muller, quien denominó a la compañera Némesis, ya había propuesto una estrella compañera, y más recientemente, no se ha encontrado evidencia de tal compañera.

Una incertidumbre clave, dijo Kalas, es que si bien podemos ver muchos de los grandes planetesimales en nuestro Cinturón de Kuiper, apenas podemos detectar el polvo.

& # 8220 Irónicamente, nuestro propio disco de escombros es el más cercano, pero sabemos menos sobre él & # 8221, dijo. & # 8220 Realmente nos gustaría saber si el polvo en nuestro cinturón de Kuiper se extiende significativamente más allá del borde de 50 AU de los objetos más grandes. Cuando obtengamos esta información, solo entonces podremos colocar nuestro sol correctamente en las categorías de disco ancho o estrecho. & # 8221

El estudio de estrellas de Kalas, Graham, Fitzgerald y Clampin fue uno de los primeros proyectos de la Cámara avanzada para estudios a bordo del Hubble, que se instaló en 2002. Las 22 estrellas se observaron durante un período de dos años que finalizó en septiembre de 2004. Las estrellas con discos de escombros detectables en luz visible estaban HD 53143, una estrella K ligeramente más pequeña que el sol pero de unos mil millones de años, y HD 139664, una estrella F ligeramente más grande que el sol pero de solo 300 millones de años.

& # 8220Una es una estrella K y la otra es una estrella F, por lo tanto, es más probable que formen sistemas planetarios con vida que las estrellas masivas y de corta duración como beta-Pictoris y Fomalhaut, & # 8221, señaló. & # 8220Cuando miramos HD 53143 y HD 139664, es posible que estemos mirando espejos astrofísicos a nuestro Cinturón de Kuiper. & # 8221

El disco alrededor de la más antigua de las dos estrellas, HD 53143, es ancho como el de beta-Pictoris (beta-Pic), que fue el primer disco de escombros jamás observado, hace unos 20 años, y AU Microscopii (AU Mic), que Kalas descubrió el año pasado. Tanto beta-Pic como AU Mic tienen unos 10 millones de años.

El disco alrededor de HD 139664, sin embargo, es un cinturón estrecho, similar al disco alrededor de la estrella Fomalhaut, que Kalas captó por primera vez a principios del año pasado. HD 139664 tiene un borde exterior muy afilado a 109 AU, similar al borde exterior afilado de nuestro cinturón de Kuiper a 50 AU. El cinturón alrededor de HD 139664 comienza a unas 60 AU de la estrella y alcanza un máximo de densidad a 83 AU.

& # 8220Si podemos entender el origen del borde exterior afilado alrededor de HD 139664, podríamos entender mejor la historia de nuestro sistema solar, & # 8221 Kalas.

La investigación fue apoyada por subvenciones de la NASA a través del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial.

Acelerador de partículas naturales descubierto

Un gráfico que representa a las naves espaciales Cluster de la NASA & # 8217s ACE and Wind y de la ESA & # 8217s encontrando chorros de partículas solares. Crédito de la imagen: UC Berkeley Haga clic para ampliar
Una flota de sondas meteorológicas espaciales de la NASA y la Agencia Espacial Europea observaron un inmenso chorro de partículas cargadas eléctricamente en el viento solar entre el Sol y la Tierra. El chorro, al menos 200 veces más ancho que la Tierra, fue impulsado por campos magnéticos en conflicto en un proceso llamado & # 8220 reconexión magnética & # 8221.
reconexión magnética en el viento solar

Estos chorros son el resultado de aceleradores de partículas naturales que empequeñecen todo lo construido en la Tierra. Los científicos construyen aceleradores de partículas de millas de largo en la Tierra para aplastar átomos juntos en un esfuerzo por comprender las leyes fundamentales de la física.

Chorros de reconexión similares ocurren en el escudo magnético de la Tierra # 8217, produciendo efectos que pueden inutilizar las naves espaciales en órbita y causar tormentas magnéticas severas en nuestro planeta, a veces interrumpiendo las centrales eléctricas.

Los chorros interplanetarios recién descubiertos son mucho más grandes que los que ocurren dentro del escudo magnético de la Tierra. La nueva observación es la primera medición directa que indica que la reconexión magnética puede ocurrir en inmensas escalas.

Comprender la reconexión magnética es fundamental para comprender los fenómenos explosivos en todo el Universo, como las erupciones solares (explosiones de mil millones de megatones en el Sol y la atmósfera), explosiones de rayos gamma (intensas explosiones de radiación de estrellas exóticas) y fusión nuclear de laboratorio. Así como una goma elástica puede romperse repentinamente cuando se retuerce demasiado, la reconexión magnética es un proceso natural por el cual la energía en un campo magnético estresado se libera repentinamente cuando cambia de forma, acelerando partículas (iones y electrones).

& # 8220Sólo con mediciones coordinadas por naves espaciales de conexión Sol-Tierra como ACE, Wind y Cluster podemos explorar el entorno espacial con un detalle sin precedentes y en tres dimensiones, & # 8221 dice el Dr. Tai Phan, autor principal de los resultados, del Universidad de California, Berkeley. & # 8220El entorno espacial cercano a la Tierra es el único laboratorio natural donde podemos realizar mediciones directas de la física de los fenómenos magnéticos explosivos que ocurren en todo el Universo. & # 8221 Phan & # 8217s El artículo aparece como artículo de portada en Nature el 12 de enero.

El viento solar es una corriente diluida de gas cargado eléctricamente (ionizado) que sopla continuamente desde el Sol. Debido a que el viento solar está cargado eléctricamente, lleva consigo campos magnéticos solares. El viento solar que surge de diferentes lugares del Sol transporta campos magnéticos que apuntan en diferentes direcciones. La reconexión magnética en el viento solar tiene lugar cuando & # 8220sheets & # 8221 de campos magnéticos dirigidos de manera opuesta se presionan juntos. Al hacerlo, las hojas se conectan para formar una sección transversal en forma de X que luego se aniquila o se rompe para formar una nueva geometría de línea magnética. La creación de una geometría magnética diferente produce grandes chorros de partículas que se alejan del sitio de reconexión.

Hasta hace poco, la reconexión magnética se informó principalmente en la Tierra & # 8217s & # 8220magnetosphere & # 8221, el escudo magnético natural que rodea la Tierra. Está compuesto por líneas de campo magnético generadas por nuestro planeta, y nos defiende del flujo continuo de partículas cargadas que componen el viento solar al desviarlas. Sin embargo, cuando las líneas del campo magnético interplanetario transportadas por el viento solar están en la orientación opuesta a las líneas del campo magnético de la Tierra, se activa la reconexión y el material solar puede atravesar el escudo de la Tierra.

Algunos eventos de reconexión previos medidos en la magnetosfera de la Tierra sugirieron que el fenómeno era intrínsecamente aleatorio y de naturaleza irregular, extendiéndose no más de unas pocas decenas de miles de kilómetros (millas). Sin embargo, & # 8220Este descubrimiento resuelve un debate de larga data sobre si la reconexión es intrínsecamente irregular, o si en cambio puede operar en vastas regiones en el espacio & # 8221, dijo el Dr. Jack Gosling de la Universidad de Colorado, coautor de el periódico y pionero en la investigación sobre la reconexión en el espacio.

La imagen más amplia de la reconexión magnética surgió cuando ¿seis naves espaciales? las cuatro naves espaciales Cluster de la Agencia Espacial Europea y las sondas Advanced Composition Explorer (ACE) y Wind de la NASA & # 8217? volaban con el viento solar fuera de la magnetosfera de la Tierra el 2 de febrero de 2002 e hicieron un descubrimiento casual. Durante un lapso de tiempo de aproximadamente dos horas y media, todas las naves espaciales observaron en secuencia una única gran corriente de partículas en chorro, de al menos 2,5 millones de kilómetros de ancho (alrededor de 1,5 millones de millas o casi 200 diámetros terrestres), causada por el mayor evento de reconexión jamás realizado. medido directamente.

& # 8220Si la reconexión observada fuera irregular, una o más naves espaciales probablemente no habrían encontrado un flujo acelerado de partículas & # 8221, dijo Phan. & # 8220Además, los eventos de reconexión irregulares y aleatorios habrían resultado en que diferentes naves espaciales detectaran chorros dirigidos en diferentes direcciones, lo que no fue el caso. & # 8221

Dado que la nave espacial detectó el chorro durante más de dos horas, la reconexión debe haber sido casi constante durante al menos ese lapso de tiempo. ¿Otros 27 eventos de reconexión a gran escala? con los jets asociados & # 8211 fueron identificados por ACE y Wind, cuatro de los cuales se extendían más de 50 diámetros terrestres, o 650.000 kilómetros (unas 400.000 millas). Gracias a estos datos adicionales, el equipo pudo concluir que la reconexión en el viento solar debe considerarse como un fenómeno prolongado y constante.

El evento del 2 de febrero de 2002 podría haber sido considerablemente mayor, pero las naves espaciales estaban separadas por no más de 200 diámetros terrestres, por lo que se desconoce su verdadera extensión. Dos nuevas misiones de la NASA ayudarán a medir el tamaño real de estos eventos y examinarlos con más detalle. La misión del Observatorio Solar Terrestre de Relaciones (STEREO), programada para su lanzamiento en mayo o junio de 2006, consistirá en dos naves espaciales que orbitan alrededor del Sol en lados opuestos de la Tierra, separados por hasta 186 millones de millas (casi 300 millones de kilómetros). Su misión principal es observar eyecciones de masa coronal, erupciones de miles de millones de toneladas de gas cargado eléctricamente del Sol, en tres dimensiones. Sin embargo, la nave espacial también podrá detectar eventos de reconexión magnética que ocurren en el viento solar con instrumentos que miden campos magnéticos y partículas cargadas. La misión Magnetospheric Multi-Scale (MMS), cuyo lanzamiento está previsto para 2013, utilizará cuatro naves espaciales idénticas en varias órbitas terrestres para realizar estudios detallados de la causa de la reconexión magnética en la magnetosfera terrestre y # 8217.

Galaxia fósil en el universo temprano

Vista de cerca de la galaxia de Haro 11. Crédito de la imagen: Hubble. Click para agrandar
Una pequeña galaxia ha dado a los astrónomos un vistazo de una época en la que se formaron los primeros objetos brillantes en el universo, poniendo fin a las edades oscuras que siguieron al nacimiento del universo.

Astrónomos de Suecia, España y la Universidad Johns Hopkins utilizaron el satélite Explorador espectroscópico ultravioleta lejano (FUSE) de la NASA para realizar la primera medición directa de la radiación ionizante que se escapa de una galaxia enana que experimenta una explosión de formación estelar. El resultado, que tiene ramificaciones para comprender cómo evolucionó el universo temprano, ayudará a los astrónomos a determinar si las primeras estrellas? o algún otro tipo de objeto? terminó la edad oscura cósmica.

El equipo presentará sus resultados el 12 de enero en la 207a reunión de la American Astronomical Society & # 8217 en Washington, D.C.

Consideradas por muchos astrónomos como reliquias de una etapa temprana del universo, las galaxias enanas son galaxias pequeñas y muy débiles que contienen una gran fracción de gas y relativamente pocas estrellas. Según un modelo de formación de galaxias, muchas de estas galaxias más pequeñas se fusionaron para formar las más grandes de hoy. Si eso es cierto, las galaxias enanas observadas ahora pueden considerarse como & # 8220fósiles & # 8221 que lograron sobrevivir? sin cambios significativos? de un período anterior.

Dirigido por Nils Bergvall del Observatorio Astronómico en Uppsala, Suecia, el equipo observó una pequeña galaxia, conocida como Haro 11, que se encuentra a unos 281 millones de años luz de distancia en la constelación meridional de Sculptor. El análisis del equipo de los datos de FUSE arrojó un resultado importante: entre el 4 y el 10 por ciento de la radiación ionizante producida por las estrellas calientes en Haro 11 puede escapar al espacio intergaláctico.

La ionización es el proceso mediante el cual los átomos y las moléculas se despojan de electrones y se convierten en iones con carga positiva. La historia del nivel de ionización es importante para comprender la evolución de las estructuras en el universo temprano, porque determina la facilidad con la que se pueden formar estrellas y galaxias, según BG Andersson, científico investigador del Departamento de Física y Astronomía Henry A. Rowland en Johns Hopkins y miembro del equipo FUSE.

& # 8220 Cuanto más ionizado se vuelve un gas, menos eficientemente puede enfriarse. La velocidad de enfriamiento, a su vez, controla la capacidad del gas para formar estructuras más densas, como estrellas y galaxias, & # 8221 Andersson. Cuanto más caliente esté el gas, menos probable es que se formen estructuras, dijo.

Por tanto, la historia de la ionización del universo revela cuándo se formaron los primeros objetos luminosos y cuándo empezaron a brillar las primeras estrellas.

El Big Bang ocurrió hace unos 13.700 millones de años. En ese momento, el universo infantil estaba demasiado caliente para que brillara la luz. La materia estaba completamente ionizada: los átomos se dividieron en electrones y núcleos atómicos, que dispersan la luz como niebla. A medida que se expandía y luego se enfriaba, la materia se combinaba en átomos neutros de algunos de los elementos más ligeros. La huella de esta transición hoy se ve como radiación cósmica de fondo de microondas.

El universo actual es, sin embargo, predominantemente ionizado. Los astrónomos generalmente están de acuerdo en que esta reionización ocurrió hace entre 12.5 y 13 mil millones de años, cuando se estaban formando las primeras galaxias y cúmulos de galaxias a gran escala. Los detalles de esta ionización aún no están claros, pero son de gran interés para los astrónomos que estudian estas llamadas & # 8220 edades oscuras & # 8221 del universo.

Los astrónomos no están seguros de si las primeras estrellas o algún otro tipo de objeto terminaron esas edades oscuras, pero las observaciones de FUSE de & # 8220Haro 11 & # 8221 proporcionan una pista.

Las observaciones también ayudan a comprender mejor cómo se reionizó el universo. Según el equipo, los posibles contribuyentes incluyen la intensa radiación generada cuando la materia cayó en los agujeros negros que formaron lo que ahora vemos como cuásares y la fuga de radiación de las regiones de formación estelar temprana. Pero hasta ahora no se dispone de pruebas directas de la viabilidad de este último mecanismo.

& # 8220 Este es el último ejemplo en el que la observación FUSE de un objeto relativamente cercano tiene ramificaciones importantes para cuestiones cosmológicas & # 8221, dijo el Dr. George Sonneborn, científico del proyecto NASA / FUSE en la NASA & # 8217s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland.

Este resultado ha sido aceptado para su publicación por la revista europea Astronomy and Astrophysics.

Las lunas del cinturón de Kuiper podrían ser más comunes

Artista & # 8217s concepto de Xena the Sun, que aparece desde la distancia. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech. Click para agrandar
En un pasado no muy lejano, se pensaba que el planeta Plutón era un pájaro extraño en los confines del sistema solar porque tiene una luna, Caronte, que se formó de forma muy similar a la de la Tierra y la propia luna. Pero Plutón está recibiendo mucha compañía en estos días. De los cuatro objetos más grandes del cinturón de Kuiper, tres tienen una o más lunas.

"Estamos empezando a darnos cuenta de que Plutón es uno de una pequeña familia de objetos similares, casi todos los cuales tienen lunas en órbita a su alrededor", dice Antonin Bouchez, astrónomo del Instituto de Tecnología de California.

Bouchez habló sobre su trabajo en el cinturón de Kuiper en la reunión de invierno de la Sociedad Astronómica Estadounidense (AAS).

Bouchez dice que el rompecabezas para los científicos planetarios es que, en su conjunto, los cientos de objetos que ahora se sabe que habitan en el cinturón de Kuiper más allá de la órbita de Neptuno tienen solo un 11 por ciento de posibilidades de poseer sus propios satélites. Pero tres de los cuatro objetos más grandes que ahora se conocen en la región tienen satélites, lo que significa que están funcionando diferentes procesos para los cuerpos grandes y pequeños.

Los expertos han tenido bastante confianza durante una década o más en que la luna de Plutón, Caronte, se formó como resultado de un impacto, pero que el planeta parecía único en esto. Según los modelos informáticos, Plutón fue golpeado por un objeto de aproximadamente la mitad de su propio tamaño, vaporizando parte del material del planeta. Sin embargo, una gran pieza se cortó casi intacta, formando Plutón y la luna Caronte # 8217.

Se cree que la Luna de la Tierra y # 8217 se formó de manera similar, aunque lo más probable es que nuestra luna se haya formado a partir de un disco caliente de material que quedó en órbita después de un impacto tan violento.

Solo en el último año, los astrónomos han descubierto dos lunas adicionales para Plutón, pero el consenso sigue siendo que el enorme Caronte se formó por un golpe indirecto con otro cuerpo, y que los tres satélites conocidos, así como cualquier otra cosa aún no detectada desde La Tierra se construyó a partir de los escombros.

En cuanto a los otros objetos del cinturón de Kuiper, los expertos al principio pensaron que los cuerpos adquirían sus lunas solo ocasionalmente enganchándolos mediante captura gravitacional. Para los cuerpos más pequeños, la cifra del 11 por ciento sería correcta.

Pero los cuerpos más grandes son otra historia. El más grande de todos & # 8211 y aún en espera de ser designado como el décimo planeta & # 8211 es actualmente apodado & # 8220Xena & # 8221. Descubierto por Caltech & # 8217s Profesor de Ciencia Planetaria Mike Brown y sus asociados, Chad Trujillo del Observatorio Gemini y David Rabinowitz de la Universidad de Yale, Xena es un 25 por ciento más grande que Plutón y se sabe que tiene al menos una luna.

El segundo objeto más grande del cinturón de Kuiper es Plutón, que tiene tres lunas y contando. El tercero más grande recibe el sobrenombre de & # 8220Santa & # 8221 debido al momento en que fue descubierto por el equipo de Mike Brown, y se sabe que tiene dos lunas.

& # 8220Santa es una extraña, & # 8221 dice Bouchez. & # 8220 Normalmente se esperaría que las lunas se formaran en el mismo plano porque se habrían acumulado a partir de un disco de material en órbita alrededor del cuerpo principal.

& # 8220Pero las lunas de Santa & # 8217s están separadas por 40 grados. No podemos & # 8217t explicarlo todavía. & # 8221

El cuarto objeto más grande del cinturón de Kuiper recibe el sobrenombre de & # 8220Easterbunny & # 8221 & # 8211 nuevamente, debido al momento en que el equipo de Brown lo descubrió & # 8211 y aún no se sabe que tenga una luna. Pero en abril, Bouchez y Brown volverán a mirar a Easterbunny con la plataforma de óptica adaptativa de uno de los telescopios Keck de 10 metros, y es muy posible que aparezca una luna.

Golpea y corre planetas

Una superficie lunar llena de cráteres por el bombardeo de asteroides. Crédito de la imagen: NASA Haga clic para agrandar
Las colisiones de golpe y fuga entre planetas embrionarios durante un período crítico en la historia temprana del Sistema Solar pueden explicar algunas propiedades previamente inexplicables de planetas, asteroides y meteoritos, según investigadores de la Universidad de California, Santa Cruz, que describieron sus hallazgos en la edición del 12 de enero de la revista Nature.

Los cuatro planetas & # 8220terrestrial & # 8221 o rocosos (Tierra, Marte, Venus y Mercurio) son el producto de un período inicial, que dura decenas de millones de años, de violentas colisiones entre cuerpos planetarios de varios tamaños. Los científicos han considerado principalmente estos eventos en términos de la acumulación de material nuevo y otros efectos en el planeta impactado, mientras que se ha prestado poca atención al impactador. (Por definición, el impactador es el más pequeño de los dos cuerpos en colisión).

Pero cuando los planetas chocan, no siempre se mantienen juntos. Aproximadamente la mitad de las veces, un impactador del tamaño de un planeta que golpea a otro cuerpo del tamaño de un planeta rebotará, y estas colisiones de golpe y fuga tienen consecuencias drásticas para el impactador, dijo Erik Asphaug, profesor asociado de ciencias de la Tierra en UCSC y primer autor de el artículo de Nature.

& # 8220 Terminas con planetas que abandonan la escena del crimen con un aspecto muy diferente al que tenían cuando entraron & # 8211; pueden perder su atmósfera, corteza, incluso el manto, o pueden romperse en una familia de objetos más pequeños, & # 8221 Asphaug dijo.

Los restos de estos impactadores interrumpidos se pueden encontrar en todo el cinturón de asteroides y entre los meteoritos, que son fragmentos de otros cuerpos planetarios que han aterrizado en la Tierra, dijo. Incluso el planeta Mercurio puede haber sido un impactador de choque y fuga al que se le quitaron muchas de sus capas externas, dejándolo con un núcleo relativamente grande y una corteza y un manto delgados, dijo Asphaug. Sin embargo, ese escenario sigue siendo especulativo y requiere un estudio adicional, dijo.

Asphaug y el investigador postdoctoral Craig Agnor utilizaron poderosas computadoras para ejecutar simulaciones de una variedad de escenarios, desde encuentros de pastoreo hasta impactos directos entre planetas de tamaños comparables. El coautor Quentin Williams, profesor de ciencias de la Tierra en UCSC, analizó los resultados de estas simulaciones en términos de sus efectos sobre la composición y el estado final de los objetos remanentes.

Los investigadores encontraron que incluso los encuentros cercanos en los que los dos objetos en realidad no chocan pueden afectar gravemente al objeto más pequeño.

& # 8220Cuando dos objetos masivos pasan cerca uno del otro, las fuerzas gravitacionales inducen cambios físicos dramáticos & # 8211 descomprimiendo, fundiendo, quitando material e incluso aniquilando el objeto más pequeño, & # 8221 Williams. & # 8220Puedes hacer mucha física y química en objetos en el Sistema Solar sin siquiera tocarlos. & # 8221

Un planeta ejerce una enorme presión sobre sí mismo a través de la gravedad propia, pero la atracción gravitacional de un objeto más grande que pasa cerca puede hacer que esa presión caiga precipitadamente. Los efectos de esta despresurización pueden ser explosivos, dijo Williams.

& # 8220Es & # 8217 como descorchar la bebida más carbonatada del mundo & # 8217, & # 8221, dijo. & # 8220 Lo que sucede cuando un planeta se descomprime en un 50 por ciento es algo que no entendemos muy bien en esta etapa, pero puede cambiar la química y la física por todas partes, produciendo una complejidad de materiales que muy bien podría explicar la heterogeneidad que vemos en los meteoritos. & # 8221

Se cree que la formación de los planetas terrestres comenzó con una fase de suave acreción dentro de un disco de gas y polvo alrededor del Sol. Los planetas embrionarios devoraron gran parte del material que los rodeaba hasta que el Sistema Solar interior alojó alrededor de 100 planetas del tamaño de la Luna a Marte, dijo Asphaug. Las interacciones gravitacionales entre sí y con Júpiter luego arrojaron a estos protoplanetas fuera de sus órbitas circulares, iniciando una era de impactos gigantes que probablemente duró de 30 a 50 millones de años, dijo.

Los científicos han usado computadoras para simular la formación de planetas terrestres a partir de cientos de cuerpos más pequeños, pero la mayoría de esas simulaciones han asumido que cuando los planetas chocan, se pegan, dijo Asphaug.

& # 8220 & # 8217siempre hemos sabido que & # 8217 es una aproximación, pero en realidad no es fácil para los planetas fusionarse & # 8221, dijo. & # 8220Nuestros cálculos muestran que tienen que moverse con bastante lentitud y golpear casi de frente para poder acrecentar. & # 8221

Es fácil para un planeta atraer y acumular un objeto mucho más pequeño que él mismo. Sin embargo, en impactos gigantes entre cuerpos del tamaño de un planeta, el impactador es comparable en tamaño al objetivo. En el caso de que un impactador del tamaño de Marte golpee un objetivo del tamaño de la Tierra, el impactador tendría una décima parte de la masa pero la mitad del diámetro de la Tierra, dijo Asphaug.

& # 8220 Imagine dos planetas colisionando, la mitad del tamaño del otro, en un ángulo de impacto típico de 45 grados.Aproximadamente la mitad del planeta más pequeño no se cruza realmente con el planeta más grande, mientras que la otra mitad se detiene en seco, dijo Asphaug. & # 8220Así que se está produciendo un enorme cizallamiento, y entonces tienes & # 8217 fuerzas de marea increíblemente poderosas que actúan a distancias cortas. La combinación funciona para separar el planeta más pequeño incluso cuando se va, por lo que en los casos más graves el impactador pierde una gran fracción de su manto, sin mencionar su atmósfera y corteza. & # 8221

Según Agnor, todo el problema de la formación de planetas es muy complejo, y desentrañar el papel que juegan las colisiones fragmentadoras de golpe y fuga requerirá más estudios. Sin embargo, al examinar las colisiones planetarias desde la perspectiva del impactador, los investigadores de UCSC han identificado mecanismos físicos que pueden explicar muchas características desconcertantes de los asteroides.

Las colisiones de golpe y fuga pueden producir una amplia gama de diferentes tipos de asteroides, dijo Williams. & # 8220Algunos asteroides parecen planetas pequeños, no muy perturbados, y en el otro extremo del espectro hay otros que parecen huesos de perro ricos en hierro en el espacio & # 8221, dijo. & # 8220 Este es un mecanismo que puede quitar diferentes cantidades del material rocoso que compone la corteza y el manto. Lo que queda atrás puede variar desde el núcleo rico en hierro hasta un conjunto completo de mezclas con diferentes cantidades de silicatos. & # 8221

Uno de los enigmas del cinturón de asteroides es la evidencia del derretimiento global generalizado de asteroides. El calentamiento por impacto es ineficaz porque deposita calor localmente. No está claro qué podría convertir un asteroide en una gran mancha fundida, pero la despresurización en una colisión de golpe y fuga podría ser la solución, dijo Asphaug.

& # 8220Si la presión cae en un factor de dos, puede pasar de algo que está simplemente caliente a algo fundido & # 8221, dijo.

La despresurización también puede hacer hervir el agua y liberar gases, lo que explicaría por qué muchos meteoritos diferenciados tienden a estar libres de agua y otras sustancias volátiles. Estos y otros procesos involucrados en colisiones de golpe y fuga deben estudiarse con más detalle, dijo Asphaug.

& # 8220Es & # 8217 un nuevo mecanismo para la evolución planetaria y la formación de asteroides, y sugiere muchos escenarios interesantes que merecen un estudio más a fondo & # 8221, dijo.



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