:: wikimiki.org ::
| Precesión |
Precesión (verde).]]
La precesión es el movimiento de la Tierra similar, aunque enormemente más lento, al que realiza la parte superior de una peonza, o trompo, al girar, cuando su eje de rotación no es vertical.
Debido a este movimiento la posición que indica el eje de la Tierra en la esfera celeste se desplaza recorriendo una circunferencia completa cada 25800 años, ciclo que se denomina año platónico. El círculo de la precesión tiene su centro en el polo de la eclíptica.
Como consecuencia del movimiento de precesión la posición de los polos celestes cambia continuamente. La precesión está causada por la fuerza gravitatoria de la Luna, el Sol y el resto de planetas sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra.
El cambio en la dirección del eje de rotación de la Tierra provoca una variación del plano del ecuador y, por tanto, de la línea de corte de dicho plano con la eclíptica. Esta línea señala en la esfera celeste la dirección del punto Aries, que retrograda sobre la eclíptica, fenómeno denominado precesión de los equinoccios.
Véase también
- Movimientos de la Tierra
- Nutación
- Rotación
- Traslación
- Precesión lunisolar
- Precesión planetaria
Categoría:Astronomía
PeonzaTrompo es un juguete es de los más populares y extendidos en Latinoamérica, en algunas partes se le conoce como "runcho".
En algunas zonas de España se conoce también como peonza o péon y en la región extremeña se dice tirar el repión. En Cataluña se denomina "baldufa".
El juego consiste en hacer girar el trompo, que es un aparato de madera maciza, de figura semiredonda con una especie de cabeza del mismo material y un eje o pin metálico. Para lograr el objetivo de hacer girar el objeto se requiere de una pita, cuerda, piola o cabuya que asegurandose en la cabeza se va enredando concéntricamente en el eje (herrón), dejando cierta cantidad de cuerda para asegurar en la mano y luego se lanza con energía el trompo para provocar su giro.
El juego no solo consiste en girar el trompo sino que lo importante es la competencia y pericia (agilidad) para manipularlo y hacer muchas figuras, como sacarlo a la mano desde el piso, sacarlo con la piola (pita), cogerlo al vuelo, bailarlo en una uña, e incluso lucha de trompos en las que hay que sacar de un círculo dibujado en el suelo a los adversarios.
Categoría: Juguetes
Categoría:Juegos infantiles
ja:独楽
Eclíptica, el Sol asomando por detrás y a su izquierda, prácticamente alineados Saturno, Marte y Mercurio.]]
La eclíptica (del latín ecliptĭca [linĕa], y este del griego ἐκλειπτική, relativo a los eclipses) es el plano que contiene la órbita de la Tierra alrededor del sol, y también, la línea aparentemente recorrida por el sol a lo largo de un año respecto del fondo inmóvil de las estrellas. Las órbitas de la mayor parte de los planetas del sistema solar están contenidas en la eclíptica o muy próximas a ella (excepto Plutón) ya que nuestro sistema solar se formó a partir de un gigantesco disco de materia, de modo que, tal como muestra la fotografía, en el cielo se aprecia que su desplazamiento ocurre próximo a la eclíptica por la que aparenta moverse el sol. La oblicuidad de la eclíptica respecto del ecuador celeste es aproximadamente 23,5º y fue medida por vez primera por el astrónomo griego Eratóstenes en el siglo III adC, que obtuvo un valor de 23º 51' 19", aunque algunos historiadores sugieren que el cálculo de éste fue de 24º, debiéndose el refinamiento posterior a Claudio Ptolomeo.
Claudio Ptolomeo
Al transcurrir cerca de 365,25 días al año y tener 360º una circunferencia, el sol aparenta recorrer aproximadamente un grado cada día a lo largo de la eclíptica. Este movimiento es de oeste a este y opuesto al movimiento este oeste de la esfera celeste.
esfera celeste
En cualquier época del año se nos muestran durante la noche las estrellas situadas en el lado opuesto al sol, ya que cuando la Tierra gira y se hace de día, por efecto de la luz solar, las estrellas situadas en su misma dirección permanecen ocultas a nuestra vista. Al igual que en un parque infantil, montados en una platafora giratoria mirando siempre al exterior, las constelaciones, a medida que la Tierra orbita alrededor del sol, van desplazándose en el cielo nocturno a lo largo del año, desapareciendo de nuestra vista y volviendo a aparecer en la misma posición justo un año después. Tal cosa sucede, sin embargo, en las cercanías de la eclíptica, ya que a medida que alejamos nuestra mirada de dicho plano, sea al sur o al norte (según el hemisferio en el que nos encontremos), el movimiento de las estrellas con el paso de los días y meses es cada vez menor, llegando a permanecer virtualmente inmóviles a lo largo del año en las proximidades de los polos celestes como lo está la Osa Mayor visible en el hemisferio norte, referencia que ha permitido a los navegantes durante siglos alejarse de las peligrosas costas durante la noche manteniendo el rumbo hacia puerto seguro.
La eclíptica está dividida convencionalmente en 12 tramos en la que están situadas otras tantas constelaciones (en realidad son 13) que constituyen el zodiaco, de forma que cada mes el sol recorre uno de los signos del zodiaco, precisamente aquél que no vemos durante la noche.
La eclíptica interseca con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). El punto de la eclíptica más al norte respecto del ecuador celeste se denomina solsticio de verano en el hemisferio norte y solsticio de invierno en el hemisferio sur; y el punto más al sur recibe las denominaciones opuestas. Es precisamente la falta de perpendicularidad entre el eje de rotación propio de la Tierra y el plano de la eclíptica la responsable de las estaciones.
La órbita de la Luna está inclinada aproximadamente 5º respecto de la eclíptica. Si durante la luna nueva o luna llena, ésta cruza la eclíptica, se produce un eclipse, de sol o de luna respectivamente.
:Artículo Original: [http://enciclopedia.us.es Enciclopedia Libre Universal en Español]
Categoría: Astronomía
ja:黄道
ko:황도
th:สุริยวิถี
Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).
Nacimiento y muerte del Sol
Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar
El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.
Estructura del Sol
Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos.
El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.
Núcleo
- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO
Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
1H¹ + 6C12 → 7N13;
7N13 → 6C13 + e+ + neutrino;
1H¹ + 6C13 → 7N14;
1H¹ + 7N14 → 8O15;
6O15 → 7N15 + e+ + neutrino, y por último
1H¹ + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos
4 1H¹ → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.
La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 1014 Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.
Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:
1H¹ + 1H¹ → 2H² + e+ + neutrino
1H¹ + 1H² → 2He³; 2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H¹.
El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.
Zona radiante
En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.
Zona convectiva
Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.
Fotosfera
heliosismología
La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.
Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.
Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.
Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.
1907
El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4 , donde σ = 5.67051 x 10-8 W/m²/K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Cromosfera
:Artículo principal: Cromosfera
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.
Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.
Corona solar
prominencias solares
La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.
La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.
Energía solar
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.
Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.
Observación astronómica del Sol
Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.
Misiones espaciales
El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.
Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995.
La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.
Precauciones necesarias para observar el Sol
- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.
Artículos relacionados
- Eclipse solar
- Variación solar
- Viento solar
- Dios del Sol
Enlaces externos
General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)]
Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]
Bibliografía
- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25
Categoría:Sistema solar
-
als:Sonne
ja:太陽
ko:태양
ms:Matahari
simple:Sun
th:ดวงอาทิตย์
zh-min-nan:Ji̍t-thâu
Esfera celesteLa esfera celeste es una esfera imaginaria de radio arbitrario y centro en el observador. Sobre ella se proyectan las estrellas para estudiar sus posiciones con respecto al observador.
El Eje del mundo es el de rotación de la esfera celeste y es paralelo al eje de rotación de la Tierra.
- Vertical | Horizonte Astronómico
- Círculos horarios | Meridiano celeste | Meridiana
- Ecuador celeste | Paralelos celestes
- Coordenadas horizontales | Coordenadas horarias
Categoría: Astronomía
ja:天球
th:ทรงกลมฟ้า
Punto AriesLos planos del ecuador terrestre y la eclíptica (el plano formado por la órbita de la Tierra) se cortan en una recta que señala la dirección del punto Aries o punto vernal.
Es el punto en el que el renato pasea por las coordenadas galacticas Sol pasa del hemisferio sur al norte, cosa que ocurre hacia el 21 de marzo (iniciándose la primavera en el hemisferio norte y el otoño en el hemisferio sur).
Es el origen de la ascensión recta y tanto ella como la declinación son nulas. Debido a la precesión de los equinoccios este punto retrocede 50,25” al año. Ahora el punto Aries no se halla en la constelación Aries (como cuando fue calculado por primera vez, hace por lo menos un par de miles de años) sino en su vecina Piscis. El punto diametralmente opuesto es el punto Libra.
Categoría:Astronomía
Precesión de los equinoccios
El polo norte forma con el polo de la ecliptíca un ángulo de 23º 26' gírando el polo norte celeste, en sentido retrógrado, alrededor de él en 25.780 años (fenómeno denominado Precesión de los equinoccios).
Como consecuencia de ello:
- El polo norte celeste se mueve en relación a las estrellas, siendo ahora la estrella polar alfa de la Osa Menor.
- El punto Aries, intersección del ecuador con la eclíptica, retrograda sobre el ecuador en el mismo periodo, es decir, 50,25" por año.
A principios de la Era cristiana el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de Aries. Actualmente, 2000 años después, ha girado un ángulo = 50,2511 x 2000 = 27,92º, proyectándose en Piscis.
Categoría:astronomía
ja:歳差
ko:세차운동
Nutación (verde).]]
La nutación es un ligero movimiento de cabeceo de un planeta en el espacio (se parece al movimiento de una peonza cuando pierde fuerza y está a punto de caerse).
En el caso de la Tierra, la nutación se superpone al movimiento de precesión. La nutación hace que los polos de la Tierra se desplacen unos nueve segundos de arco cada 18,6 años.
Fue descubierta en 1728 por el astrónomo inglés James Bradley. Hasta 20 años más tarde, no se supo que la causa del movimiento extra del eje de la Tierra era la Luna.
Véase también
- Movimientos de la Tierra
- Precesión
- Rotación
- Traslación
Categoría:Astronomía
ja:章動
TraslaciónLa traslación de un vector es una transformación geométrica que hace corresponder a cada punto P otro punto P'.
Las traslaciones son movimientos directos, es decir, mantienen la forma y el tamaño de las figuras, a las cuales deslizan según el vector.
Vescemont
Vescemont è un comune francese di 644 abitanti situato nel dipartimento del Territorio di Belfort nella regione della Franca Contea.
Vescemont
Vescemont
narty we francji webmaster online casinos ebay wagi elektroniczne
|
|
|
| :: RELATED NEWS :: |
低音嗩吶
唢呐是中国民族吹管乐器的一种，由波斯傳入（Surna音譯），在西晉時期的新疆克孜爾石窟寺的壁畫中就已經出現了嗩吶演奏的繪畫，最晚在16世纪就在中国的民间流传了。唢呐的音色明亮，音量大，管
|
宋祁
宋祁（998年-1061年），字子京，宋痒之弟，安陆（今属湖北）人，北宋文学家、史学家。
与兄庠共举进士。任国子监直讲、北宋欧阳修、宋祁合撰。纪传体，共225卷，本纪10卷，志50卷，表15卷。
外部链接
- 《新唐书》全文：[http://www.guoxue.com/shibu/24shi/newtangsu/lianshu.htm (简体)]
Category:纪传体
ja:新唐書
|
薛居正
薛居正（912年-981年）字子平，仟封浚仪（今河南开封）人，北宋史学家。
后周时官至
--﹙--；英：Short message service，簡寫為SMS﹚，是手機服務的一種，由英文“簡短的訊息服務”翻譯而來。在多數手機上都可使用。有時也稱為信息、短信息、短信、文字訊息，此服務亦有許多英語的俗稱如“SMSes、Text messages、messages或甚至於texts和txts”。簡訊服務原先是為GSM
|
短信息
--﹙--；英：Short message service，簡寫為SMS﹚，是手機服務的一種，由英文“簡短的訊息服務”翻譯而來。在多數手機上都可使用。有時也稱為信息、短信息、短信、文字訊息，此服務亦有許多英語的俗稱如“SMSes、Text messages、messages或甚至於texts和txts”。簡訊服務原先是為GSM
|
短信服务
--﹙--；英：Short message service，簡寫為SMS﹚，是手機服務的一種，由英文“簡短的訊息服務”翻譯而來。在多數手機上都可使用。有時也稱為信息、短信息、短信、文字訊息，此服務亦有許多英語的俗稱如“SMSes、Text messages、messages或甚至於texts和txts”。簡訊服務原先是為GSM
|
旧五代史
《旧五代史》，北宋薛居正等撰。原名《梁唐晋汉周书》，概称《五代史》，后因欧阳修《新五代史》，冠以“旧”史。记载后梁开平元年（907年）至李渔的话本小说。共十二回。
- 第一回 丑郎君怕娇偏得艳
- 第二回 美男子避惑反生疑
- 第三回 改八字苦尽甘来
- 第四回 失干金福因祸至
- 第五回 女陈平计生七出
- 第六回 男孟母教合三迁
- 第七回 人宿妓穷鬼诉嫖冤
- 第八回 鬼输钱活人还赌债
- 第九回 变女为儿菩萨巧
- 第十回 移妻换妾鬼神奇
- 第十一回 儿孙弃骸骨僮仆奔丧
- 第十二
|
军机房
军机处，亦称“军机房”、“总理处”。是清朝中后期的中枢权力机关。
雍正七年，用兵西北，以内阁在太和门外，恐漏泻机密，始于隆宗门内设置军机房，选内阁中谨密者入值缮写
|
|
