Treball de recerca

Pàgina 1

L’activitat Solar

Ricard Grèbol Jiménez

Tutor: Miquel Nadal

2n Batx A

Escola Pia Sant Antoni

14 de Gener de 2013, Barcelona

Treball de recerca

Pàgina 2

Al meu pare i la meva mare, dues persones especials,

Treball de recerca

Pàgina 3

Agraïments

Primer de tot, m’agradaria agrair a totes les persones que m’han ajudat al llarg de la meva

vida; la família, els amics i l’escola on he crescut i els seus treballadors, especialment a tots els

professors amb qui he tingut classe, ja que aquest treball de recerca representa d’alguna

manera el seu treball i passió durant aquests anys.

També vull personalment agrair la relació que han tingut amb aquest treball diverses persones

i institucions.

A en Miquel Nadal, tutor d’aquest treball de recerca i que m’ha deixat llibertat i consell per

desenvolupar les idees que tenia i en molts casos millorant-les.

A totes les institucions i persones, tant d’aquí com del estranger, que han respost els meus

emails carregats de dubtes i qüestions.

A Jesús Blanco González, astrònom solar amateur amb moltes ganes i paciència, per la seva

gran ajuda durant aquests mesos i el seu interès.

A l’associació ASTER, que a totes les observacions m’han tractat com un més i m’han ajudat en

tot el que han pogut i més.

Treball de recerca

Pàgina 4

Índex Treball de Recerca

Pàg.

Introducció 5

Història observació solar 6

Observació solar actual 10

El Sol i el seu magnetisme 12

Fenòmens solars 15

Activitat solar 20

Efectes activitat solar a la tecnologia 28

Instrumentació observacions solars 32

Mètodes d’observació solar 34

Filtres solars 36

Elaboració d’un filtre solar 38

Coordenades i efemèrides 39

Condicions d’observació 43

Comparació de dibuixos solars 45

Estudi de les taques i classificació 46

Explicació plantilla particular 48

Observacions solars pròpies i resultats 49

Entrevista Jesús Blanco 54

Entrevista Jose Muñoz 56

Conclusions 57

Bibliografia 59

Treball de recerca

Pàgina 5

Introducció

Si ens preguntem que han tingut totes les civilitzacions de la història en comú hi haurà diverses

possibles respostes però una d’elles segurament seria que totes sabien la importància del Sol

per a la vida. Des dels egipcis, passant per grecs, romans, maies, asteques, entre altres, fins a

nosaltres, quan aixequem la vista i ens toca un raig del Sol a la cara sabem que sense ell la

nostra vida seria molt diferent.

Aquest treball tracta d’explicar una mica el perquè d’aquesta importància del nostre astre, és a

dir, ens intenta explicar l’activitat solar amb les seves causes i conseqüències. Encara que no

ho sembli, l’energia que emet el senyor del Sistema solar varia i aquestes variacions provoquen

una sèrie de conseqüències al nostre mode de vida que s’ha de tenir en compte i estudiar pel

futur.

A la primera part del treball s’ha volgut explicar tan com funciona el Sol i els seus fenòmens

com l’activitat solar en sí, relacionant-la amb els efectes que provoca aquesta activitat en el

planeta blau. A més a més, s’ha intentat explicar des d’un punt de vista històric les variacions

solars, el perquè d’aquestes i les seves conseqüències també. Finalment s’ha tractat un tema

de molta controvèrsia com són les causes de l’escalfament global que patim, a partir de gràfics

d’estudis científics. La hipòtesi era que encara que últimament s’afirma que no, l’activitat solar

ens afecta més del que ens pensem.

A la segona part del treball s’ha fet un treball sobre les observacions solars, sobretot amateurs.

En ella, s’ha explicat tot el necessari per fer una observació solar complerta amb instruments

senzills i, a més, de diferents formes. Com a part pràctica del treball, s’han fet observacions

durant 6 mesos, entre el 17/06/12 i el 18/12/12, i s’han intentat treure el màxim de

conclusions possibles a partir d’aquestes observacions, confirmant altres conclusions extretes

per altres observadors anteriorment. Cal tenir en compte que les conclusions que es poden

treure a partir de 6 mesos d’observacions són relativament poques. El Sol és un cos que ja ha

tingut una vida de 5.000 milions d’anys i actualment fa menys de tres-cents anys que està sent

observat rigorosament, per tant encara és poc conegut astronòmicament

Personalment, crec que encara que sabem que el Sol és el suport de la vida al nostre planeta

encara amaga molts secrets per descobrir i que és necessari observar-lo i estudiar-lo amb

profunditat per tal de determinar el futur, tant del sistema solar com el de la raça humana. Es

creu que actualment la meteorologia solar està com l’atmosfèrica fa uns 50 anys i crec que

amb la gran activitat que hem tingut durant l’últim segle hauríem d’estudiar en profunditat la

nostra font d’energia més important. Per això jo vaig decidir fer aquest treball, per fer saber

encara que sigui a poques persones que tenim un tresor a 150.000.000km el qual encara té

moltes sorpreses per mostrar-nos, bones i dolentes. També he de reconèixer que una de les

motivacions per escollir fer aquest treball ha estat el meu interès pel cel, per l’astronomia en

general, encara que des d’una ciutat com Barcelona aquesta afició sigui difícil de complaure.

Tot plegat, comencem amb una mica d’història sobre l’observació solar.

Treball de recerca

Pàgina 6

Déu sol asteca, Huitzilopochtli, amb verola

a la cara. La imatge dreta apareix en forma

de Déu i la de l’esquerra en forma humana.

Història de l’observació solar

Observacions a ull nu.

L’observació solar a diferencia d’altres observacions astronòmiques no necessita grans aparells

i, fins i tot, es poden veure taques, les més grans, a simple vista. Les primeres observacions van

ser fetes pels xinesos sobre el 800 a.C i van ser documentades en el Llibre dels Canvis, el llibre

més antic de Xina, en el qual es va escriure “Una ombra fosca és vista en el sol”. Els astrònoms

xinesos i coreans van observar el sol regularment a partir del segle IV a.C, sobretot per

peticions de pronòstics per l’emperador, encara que no van fer estudis rigorosos. Cal

mencionar, que el 165 a.C, altres civilitzacions com Japó, Babilònia i índia van veure taques

solars, on es troba la primera taca solar datada amb exactitud i inclosa en “L’oceà de Jade”. El

28 a.C, l’astrònom xines Liu Hsiang va afirmar que havia vist taques solars. Joseph Needham,

1900-1995 d.C, va fer un recent recompte de les taques solars en històries oficials xineses,

trobant 112 exemples. També es creu que les civilitzacions

precolombines van observar taques al llarg de la seva

existència. Del inques i maies no hi ha evidències però dels

asteques es creu que podrien haver-les vist ja que

representaven el seu Déu del sol, Huitzilopochtli, amb

taques a la cara, la verola. D’altra banda, al món

occidental, el primer en veure les taques solars,

aproximadament el 350 a.C, va ser Theophrastus d’Atenes

(372-287 a.C), deixeble d’ Aristòtil. Theophrastus no va ser pres seriosament perquè Aristòtil

considerava els cossos celestes purs i perfectes. L’església durant l’Edat Mitjana, al món

occidental, va adoptar la filosofia d’ Aristòtil i es considerava heretgia parlar de taques solars,

aquesta és la causa que no hi hagi registres de taques durant l’Edat Mitjana al món occidental.

Durant aquesta època, les taques es consideraven

trànsits de Mercuri o Venus, un exemple seria la taca,

considerada com el trànsit de Mercuri l’any 807 d.C,

que es va poder veure durant una setmana, coincidint

amb la mort de l’Emperador Carlemagne. El fenomen

va ser documentat en la biografia de l’Emperador de

Einhard. L’astrònom àrab Abu'l-Fadl ibn Ja'far al-

Muktafi (906-977 d.C) va afirmar que el filòsof al-Kindi va

atribuir una taca al trànsit de Venus el maig de l’any 840

d.C. El primer dibuix de les taques pertany a les Cròniques del monasteri de Worcester

d’Anglatera. Un dels monjos de Worcester, el dissabte, 8 de Desembre del 1128 d.C va dibuixar

dues taques i les seves respectives penombres, una, la més gran, en la part superior, i l’altra a

la part inferior. Les taques havien de tenir un gran tamany perquè fossin tan grans a simple

vista. El 1139 d.C també es va presenciar una taca solar. Hi ha més enregistraments com el de

l’astrònom Ibn Rushd el 1200 d.C, el de les cròniques russes del segle XIV el 1365 i 1371 d.C i el

de Guido i Giovanni Carrara d’Itàlia l’any 1450 d.C. Tot i així, els astrònoms cristians i àrabs

encara creien en la puresa dels cossos celestes i que les taques eren transits d’altres planetes.

Primera representació de taques solars, feta

a Worcester, Anglaterra, l’any 1128d.C

Treball de recerca

Pàgina 7

Primeres observacions amb telescopi

A partir de la construcció dels primers telescopis i l’observació del sol amb ells sobre el 1610, el

estudi de les taques va començar a tornar-se més rigorós. Van destacar quatre figures, que de

forma quasi simultània van començar a observar el sol.

Thomas Harriot, 1560-1621 d.C, va estudiar a Òxford. Va viatjar a les

Amèriques i va estudiar òptica, descobrint la llei de la refracció i contribuint

en l’àlgebra. També va fer observacions telescòpiques entre el 1609 i el

1613, sent el primer en observar la lluna i les taques solars. Va observar

taques el 8 de Desembre de 1610 d.C, sent el primer en veure les taques

des d’un telescopi, encara que Galileu va afirmar que ja les havia estat

veient el estiu del mateix any, però sense proves escrites. Mai va publicar

res, però va fer més de 200 dibuixos entre 1610 i 1612 d.C, que es van

trobar 200 anys més tard.

Johannes Fabricius ( encara que el seu cognom original, no llatinitzat, és

Goldsmid), 1587-1616 d.C, va ser un astrònom i metge alemany. El seu pare,

David, amb qui observava el cel regularment, va ser qui li va enganxar

l’afició a l’astronomia. Era amic de Kepler i va ser el descobridor de la

primera estrella variable, el 1596 d.C, Mira (ómicron Ceti). El 27 de febrer

de 1611 d.C va veure taques solars amb el telescopi, al principi observant

durant la sortida i la posta de sol i després amb la càmera fosca, i entre ell i

el seu pare van estudiar les taques. El 13 de Juny de 1611 va publicar “De

Maculis en Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversone

Narratio”, on exposava les seves teories sobre les taques, en les quals deia

que el sol rotava, idees defensades per Kepler i Giordani Bruno, però no pel seu pare.

Galileu Galilei, 1564-1642 d.C, famós italià per la seva aportació a l’astronomia i per ser un dels

primers constructors de telescopis i astrònoms. A més a més va ser matemàtic, físic i filòsof

que va formar part de la revolució científica, precursant a Newton i fent aportacions a la

mecànica. Va observar les fases de Venus, la lluna, la Via làctia, els satèl·lits de Júpiter, les

taques solars, etc. S’afirma que a partir de l’octubre del 1610 d.C va començar a observar les

taques solars amb el seu telescopi, encara que no va fer dibuixos i per tan no hi ha proves de

les dates exactes. Va ser el descobridor de la naturalesa de les taques

solars.

Christopher Scheiner, 1575-1650 d.C, alemany d’origen i jesuïta, va

estudiar i ensenyar matemàtiques a Ingolstadt. També va viure a

Innsbruck, Roma i Nisa. Va ser el inventor del pantògraf, dispositiu

per dibuixar objectes a escala. També va construir telescopis i

observa les taques solars, al principi amb lents acolorides i després

amb projecció. Comença a observar les taques solars el Març de

1611 d.C, i en treballs posteriors descriu la rotació de les taques i

l’aparició de fàcules. Va tenir una disputa amb Galileu sobre qui va

ser el primer en observar les taques solars, encara que sembla que

Fitxa de taques solars de

Harriot del 1610 d.C.

Tratat sobre les taques

solar de Fabricius.

Dibuix de les taques solars en el

llibre “Rosa Ursina”.

Treball de recerca

Pàgina 8

finalment no va ser cap dels dos. Scheiner va continuar l’estudi del Sol durant 16 anys i va

publicar el seu treball “ Rosa Ursina”, amb nombroses observacions, descripcions

d’observacions i de les rotacions de les taques solars. Va contribuir en la millora del telescopi i

va participar en debats astronòmics.

Estudis rigorosos sobre el Sol

Unes poques dècades després de les primeres observacions de taques, van començar a fer-se

observacions més rigoroses i freqüents.

Hi ha dos figures importants durant la resta del segle XVII, J. Hevelius i J. Picard. El primer,

1611-1687 d.C, va observar el sol amb gran precisió, podent determinar la rotació solari

obtenint molta informació de les taques entre 1642 i 1679 d.C. El segon, 1620-1682 d.C, va ser

l’observador d’un projecte d’observació del sol, d’un observatori de París, dirigit per

J.D.Cassini. També cal destacar les figures de Philippe La Hire, Riccioli i P.Gassendi durant el

segle XVII.

El 1774, l’astrònom escocès Alexander Wilson, 1714-1786 d.C, publica els

resultats de les seves observacions a partir d’una gran taca el 22 de Novembre

de 1769 d.C, en els quals explica el efecte Wilson, el qual es basa en que la

penombra d’una taca i la taca mateixa les veiem diferent quan s’allunyen del centre del Sol,

que quan estan al centre, respecte l’observador. Aquest fenomen es deu a la perspectiva.

Durant el segle XVIII també destaca l’astrònom alemany Johann Hieronymus, 1745-1816 d.C,

va ser el primer, el 1787, en observar granulacions a la superfície solar i va ser observar

regularment el Sol entre el 1785 i el 1798 d.C. Va ser president de la primera societat

astronòmica, del 1800 d.C. Finalment, Herschel va intentar explicar la naturalesa de les taques,

argumentant que sobre el Sol hi ha dues capes de núvols

lluminoses, si la primera s’obria per causes meteorològiques,

es veia la segona, menys lluminosa, les penombres. En cas que

s’obrissin les dues, es podien veure les taques.

En el segle XIX d.C trobem a Heinrich Samuel Schwabe, 1789-

1875 d.C, va observar el Sol entre el 1826 i el 1868 d.C i va

adonar-se de la variació del nombre de taques cada certs anys.

Va descobrir el cicle solar cada 11 anys, i els seus resultats van

ser publicats a la revista “Astronomische Nachrichten” i , el

1851, a la obra Kosmos de Alexander Van Humboldt, 1769-

1859 d.C.

El 2 d’Abril de 1845 d.C, Louis Fizeau i León Foucault van aconseguir fer una fotografia del Sol,

on apareixen dos grans grups de taques.

L’astrònom suís Rudolf Wolf, 1816-1893 d.C, va utilitzar els resultats de Schwabe, va continuar

registrant el nombre de taques i va obtenir dades suficients per obtenir l’activitat des de 1700

Resultats de Schwabe en el Kosmos.

1ª columna – anys, 2ª columna – nombre de

grups, 3ª columna – nombre de dies sense

taques i 4ª columna- dies observats.

Alexander Wilson

Treball de recerca

Pàgina 9

d.C, encara que no de forma rigorosa. Wolf és famós pel número de Wolf, del 1848 d.C, el qual

determina l’activitat solar a partir de la següent formula:

R= k (10 G + F)

On G és el nombre de grups, F, el de taques i k, un factor que depèn del observador i el

telescopi utilitzat (per a Wolf era 1).

Va fer grans aportacions a l’estudi de l’activitat solar, precisant el cicle de 11

anys, realitzant una classificació de les taques solars, segons el tamany i forma,

en vuit tipus. Durant els segles XIX i XX, el seu treball va ser continuat per Alfred

Wolfer i William Brunner i la seva classificació va ser modificada per Maw

Waldmeier, gran contribuïdor en l’estudi de l’activitat solar.

El 1852 Edward Sabine , 1788-1883 d.C, va anunciar que el cicle de 11 anys de les

taques solars coincidia am el cicle de l’activitat geomagnètica. Van arribar a la

mateixa conclusió Wolf, A.Gautier i Lamont.

La segona meitat del segle XIX té una gran importància per l’estudi de les

taques solars. El 1858, Richard C. Carrington, 1826-1875 d.C, argumenta

que les taques varien de latitud segons avancen en el cicle i que també varien la velocitat

segons la latitud on es troben, deduint que el Sol presenta una rotació diferencial. Anys

després, amb tècniques espectroscòpiques, Vogel, Young i Duner van concluir que les taques

es mouen un 30% més lentes als pols que a l’equador, amb un rotació de 37 dies als pols i de

26 a l’equador. El 1859, Carrington i R.Hodgson observen la primera fulguració des d’un

telescopi. L’astrònom Gustav Spörer, 1822-1895 d.C, estudia les variacions de latitud durant un

cicle sencer i arriba a les conclusions que les taques apareixen en els 10º i 40º, i es van

desplaçant cap a l’equador. Això es coneix com la llei de Spörer.

Edward Maunder, 1851-1928 d.C, va fotografiar diàriament les taques, obtenint el diagrama de

Maunder o diagrama papallona, demostrant la llei de Spörer. Un període de mínims d’activitat

solar porta el nom de l’astrònom.

L’astrònom George E. Hale, 1868-1938 d.C, va descobrir la verdadera naturalesa

de les taques solars el 1908. Va detectar un fort camp magnètic en el Sol,

associat a les taques. Va arribar a dues conclusions, conegudes com les lleis de

polaritat de Hale:

· El cicle magnètic és el doble que el cicle de les taques.

· Durant un cicle, les regions magnètiques actives d’un hemisferi tenen la mateixa ordenació

magnètica, polaritat, contrària a l’altra hemisferi.

Finalment, l’astrònom Waldmeier, anteriorment anomenat per la seva aportació en la

classificació de les taques, va fer diverses aportacions sobre l’activitat solar el 1955. Entre elles,

la determinació dels diàmetres de les ombres i penombres i les seves variacions, l’estudi de la

inclinació de latitud dels grup de taques, conegut com la llei de Joy. També va estudiar

l’evolució de les taques al llarg de la seva vida després que emergeixin i els cicles solars, tenint

en compte la corba d’activitat solar i la repetició cíclica del nombre de taques.

George E. Hale

Classificació taques

solars de Rudolf Wolf.

Treball de recerca

Pàgina 10

L’observació solar actual

Actualment els observatoris solars poden ser terrestres o espacials.

Els terrestres, observen a longituds d’onda per les que l’atmosfera terrestre és transparent, és

a dir la visible i d’onda de ràdio. Els telescopis terrestres observen el sol, però amb moltes

limitacions, climatològiques i les hores d’observació principalment. La sequedat i absència de

núvols, durant tot l’any, són els factors climatològics que es tenen en compte per instal·lar un

telescopi professional, per això es situen a zones altes i

allunyades de llocs amb indústria. A causa de la forma esfèrica

de la terra, no es pot observar el mateix cel tota l’estona i per

tan el sol pot observar-se només durant unes quantes hores

cada dia. Per evitar aquest segon problema, i poder així tenir

una observació les 24 hores del dia, hi ha diferents telescopis

situats al voltant de la terra. Un projecte que es basa

bàsicament en això és el GONG ( Global Oscillation Network

Group), format per 6 telescopis que observen el sol amb els

mateixos instruments, inclosos instruments heliosismològica que permeten estudiar l’interior

del

Sol. Hi ha més projectes com el GONG, encara que no tan importants; l’IRIS(International

Research on the Interior of the Sun) té 8 observadors repartits pel globus terrestre i el BiSON

(Birmingham Solar Oscillation Network)té 6 telescopis, i ambdós estudien l’interior de la nostra

estrella amb tècniques de l’heliosismologia.

Observatoris que participen en el GONG:

Big Bear Solar Observatory a Califòrnia, USA.

Observatory at Mauna Loa a Hawaii, EUA.

Learmonth Solar Observatory a l’oest d’Austràlia.

Udaipur Solar Observatory a India.

Observatori del Teide a les Illes Canàries.

Cerro Tololo Interamerican Observatory a Xile.

Observatoris que participen en el BiSON:

L’observatori de Las Campanas a Xile.

L’observatori de Mount Wilson a Califòrnia, EUA.

L’observatori d’Izaña a Tenerife.

L’observatori de Sutherland a Sud Àfrica.

L’observatori de Carnarvon, a l’oest d’Austràlia.

L’observatori de Narrabri, New South Wales a l’est

d’Austràlia.

Els EUA tenen un projecte nacional en col·laboració amb el GONG, que és el NSO ( National

Solar Observatory) que consta de dos observatoris principals, el Dunn Solar Observatory a

Sacramento Peak, EUA, i el McMath-Pierce Solar Observatory a Kitt Peak, EUA. El NSO porta

molts projectes a terme, incloent projectes conjuntament amb altres observatoris. Aquests

Símbol del GONG

Mapa observatoris del GONG

Mapa observatoris del BiSON

Treball de recerca

Pàgina 11

projectes són sobre l’ejecció de massa solar, mesures òptiques (visible, H-alpha), de camps

magnètics, entre altres.

Altres observatoris importants pel que fa a la recerca sobre el Sol són els de Kwasan & Hida de

Kyoto a Japó.

Els telescopis espacials tenen avantatges i inconvenients respecte els telescopis terrestres. Els

avantatges més destacats són que al espai no hi ha contaminació lumínica, no es produeixen

aberracions òptiques a causa de l’atmosfera i es pot observar tot l’espectre electromagnètic

com les ondes infraroges o ultraviolades les quals son filtrades per l’atmosfera. Però també

tenen inconvenients; el elevat cost per posar en orbita un telescopi espacial, l’impossibilitat de

fer reparacions i la curta esperança de vida d’un telescopi espacial a causa de la manca de

líquid de refrigeració són els que més es tenen en compte.

Pel que fa a telescopis espacials solars en podríem destacar

quatre:

SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) és un telescopi

espacial de la NASA I l’ESA que observa el Sol des de el punt L1

de Lagrange, punt on la gravetat de la terra i la del Sol es

contraresten i per tan hi ha molta estabilitat. Conté un gran

nombre d’instruments que mesuren les partícules i les

radiacions en diferents longituds d’onda. El SOHO permet

estudiar l’interior del Sol, la seva atmosfera i el vent solar.

SDO (Solar Dynamics Observatory) és un telescopi espacial

de la NASA que orbita al voltant de la terra. Per alguns,

considerat el successor del SOHO, conté instruments per

observar el Sol en totes les bandes de radiació ultraviolada i

estudiar la variabilitat solar i l’activitat magnètica solar.

STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory)és una

missió de la NASA que consta de dos telescopis idèntics

per observar el Sol, els dos formen un angle de 120

graus amb la Terra respecte el Sol. Les sondes estan

dotades de càmeres, detectors de partícules i de ràdio

per obtenir imatges estereoscòpiques del Sol i dels

fenòmens solars com l’ejecció de massa coronal de

manera tridimensional. També s’estudia el vent solar,

els camps magnètics i el plasma del Sol.HINODE ( “alba”

en japonès) és un telescopi espacial de la JAXA en

col·laboració amb els EUA i el Regne Unit, també se l’anomena Solar-B. La sonda porta un

telescopi de llum visible, un altre de rajos X per estudiar la corona solar i un espectrògraf de

llum ultraviolada per estudiar el perquè del calentament de la corona. La missió del HINODE és

estudiar els fluixos de gas d’hidrogen o vent solar i la diferència de temperatura entre la

superfície del Sol i la seva atmosfera o corona.

Punts de Lagrange

Sonda espacial SDO

Localització sondas STEREO

Treball de recerca

Pàgina 12

El Sol i el seu Magnetisme

El Sol és una estrella de tipus G2V, és a dir, una estrella groga de grau dos a la seva forma

estable. El Sol té una massa de

1,99·1030kg i un diàmetre de

1.392.000km, amb una densitat

mitjana de 1411kg/m3. Cal tenir en

compte que el Sol és encara un misteri

per nosaltres i és poc conegut

astronòmicament. El Sol és prop de la

part interna del brac d’Orió de la Via Làctia, a uns

24.800 anys llum del centre galàctic.

El Sol es troba al centre del sistema solar i és la principal font de radiació electromagnètica del

sistema. El Sol representa el 98,6% de la massa del Sistema Solar i, per tant, tots els altres

cossos d’aquests orbiten al voltant seu. La distància mitjana entre el Sol i la Terra és d’un

149.600.000km, encara que varia segons el moment ja que la Terra fa un moviment el·líptic

respecte el Sol. La llum solar tarda 8 minuts i 19 segons en arribar a la Terra. La llum solar és la

sostenidora de quasi totes les formes de vida a través de la fotosíntesis i afecta al clima de la

Terra.

El Sol es va formar fa uns 4.650 milions d’anys i té combustible per uns 5.500 milions d’anys

més. Es va formar a partir d’un núvol de gas i pols provinent d’una supernova. Aquest núvol es

va concentrar en un punt, el Sol, a causa de la gravetat i va començar a fusionar-se hidrogen,

formant així heli. Hi haurà un moment que l’hidrogen del nucli s’acabarà, i l’augment de

pressió al interior del Sol farà que el nucli no pugi suportar les capes superiors, augmentant la

temperatura de totes les capes. L’excés d’energia farà que les capes més exteriors del Sol

tendeixin a expandir-se i refredar-se, convertint el Sol en una estrella gegant vermella. Quan la

temperatura del nucli sigui de 100 milions de Kelvins, el Sol començarà a fusionar heli en

carboni al nucli, mentre que al voltant del nucli es fusionaria hidrogen en heli. Això produiria

que el Sol es contragués, convertint-se en una estrella de la rama horitzontal. (glossari).

Finalment, quan l’heli s’esgotés del nucli del Sol, el Sol tornaria a expandir-se tornant a formar

una estrella gegant vermella, la qual expulsaria gran part de la seva massa en forma de

nebulosa planetària, quedant-se en una estrella nana blanca. Al cap de molts milions d’anys,

quan el Sol s’enfredi totalment,es creu que el Sol passarà a ser una nana negra.

Diferents tipus d’estrelles, el Sol seria

de la mida G.

Gràfic de l’evolució del Sol.

Treball de recerca

Pàgina 13

L’energia de les reaccions solars es propaga per l’espai en forma de calor, a través del gas

solar, i en forma de radiacions electromagnètiques. Les radiacions electromagnètiques són les

principals formes de propagació, l’energia surt del Sol en línia recta cap a totes les direccions

de l’espai, arribant també a la Terra. Les radiacions electromagnètiques tenen diverses franges

amb diferents longituds d’ona; raigs gamma, raigs X, rajos ultraviolats, llum visible, rajos

infrarojos, microones i ones de ràdio. La majoria de radiacions que arriben a la Terra són

absorbides o reflectides per l’atmosfera, només arriben a terra la llum visible, una part de

l’ultraviolada, de infraroja (en forma de calor) i d’ones de ràdio.

Avui en dia, els avenços tecnològics han permès que s’analitzi l’interior del Sol amb

instruments diversos. El model més acceptat actualment és que el Sol té diverses capes amb

propietats físiques suficientment distingibles. Les capes, de més interior a exterior, són:

Nucli

Té un radi d’uns 150.000km, conté el 40% de la massa solar i la densitat màxima (1600kg/m3).

Es calcula que la pressió arriba a 3·1011kPa i la temperatura a 1,5·107K. En el nucli es pot

produir la fusió d’hidrogen en heli, actualment ja s’ha consumit el 40% de l’hidrogen original.

Zona radioactiva

Va fins 450.000 km des del centre del Sol, és a dir, té un gruix de 300.000km. Es creu que la

pressió i temperatura és 10 vegades menor que la del nucli, per exemple, la temperatura

passaria a ser de 4·106K. L’energia produïda pel nucli es transmet a través del plasma per

radiació; las reaccions nuclears alliberen energia en forma de fotons gamma, aquest fotons van

xocant entre ells i transmetent-se energia abans d’arribar a les capes superiors, en forma de

rajos gamma, X, ultraviolats, visibles i infrarojos. Aquest procés pot durar fins a un milió

d’anys.

Zona convectiva

S’estén uns 250.000km més i la pressió, temperatura i densitat continuen baixant, arribant a

10Pa, 6·105K i 6·10-3kg/m3 respectivament. L’energia es continua transmetent pel plasma a

través de corrents convectives a gran velocitat que van mesclant la matèria solar.

Fotosfera

Té un gruix d’uns 400km i és la part visible del Sol. La pressió, temperatura i densitat continuen

baixant, arribat a 10-12Pa, 6.000K i 8·10-8kg/m3 respectivament. La fotosfera és el lloc on es

manifesten els fenòmens solars com les taques i granulació, i on mana la radiació solar després

d’haver recorregut un llarg camí, que pot arribar a tardar 10 milions d’anys.

Cromosfera

És una capa de plasma d’uns 10.000km i considerada la part baixa de l’atmosfera solar. Té una

densitat de 10-12kg/m3 i la temperatura augmenta amb l’altura, arribant a 0,5·106K. En aquesta

capa es produeixen els fenòmens solars com les espícules, fàcules, flòculs i fulguracions.

Corona solar

És la part més externa del Sol i va des de la cromosfera fins que es dispersa a l’espai en forma

de vent solar. Es considera que és l’alta atmosfera i la temperatura augmenta dràsticament,

Treball de recerca

Pàgina 14

arribant a 5·106K, la causa d’aquest augment és un misteri. Aquesta part només és observable

durant eclipsis totals o amb filtres H-alpha. A la corona es produeixen les protuberàncies.

Cal tenir en compte que el Sol és encara un misteri per nosaltres i és poc conegut astronòmicament.

Treball de recerca

Pàgina 15

Fenòmens solars

En el Sol es poden observar diferents fenòmens causats per la gran activitat magnètica del Sol.

Els cicles solars i les línies magnètiques del Sol torçades per la rotació diferencial provoquen

aquests fenòmens. Els fenòmens es manifesten a la fotosfera, la cromosfera i la corona solar

perquè a partir de la fotosfera les propietats físiques del plasma canvien.

Granulació / Supergranulació

Fenòmens que succeeixen a la fotosfera i són

la part visible de les corrents convectives. Es

troben per tota la superfície solar.

Diferenciem dos tipus de granulació; la que

veiem de color blanc, causada pel plasma

ascendent i més calenta, i la de color negre,

pel plasma descendent i més freda. Cada

grànul, poligonal i irregular, té un diàmetre

entre uns 300 i 1000km i

es pot veure durant uns 5

minuts. Els grànuls del

centre del disc solar són més regulars, però la rotació solar

els empeny als pols i els deforma. Per altra banda, els

grànuls que es troben a prop de taques solars tenen

formes allargades a causa dels camps

magnètics.

Entre els dos tipus de grans hi ha una

diferència entre 100 i 300 K, és a dir una

diferència del 15-20% de lluminositat.

De tan en quan, la zona fosca entre els grànuls

agafen un tamany considerable i passen a ser

un porus. Aquests porus poden desaparèixer

ràpidament o formar taques.

Els grànuls clars poden ajuntar-se i formar grànuls molt

més grans, s’anomena la supergranulació. La

supergranulació dura un dia i té un diàmetre de 30.000km.

Fàcules

Són àrees brillants de l’alta fotosfera i cromosfera que acompanyen a les taques solars. Poden

produir-se a zones properes dels pols solars encara que normalment apareixen a zones de

taques i duren fins després de la desaparició d’aquestes. Les veiem de color blanc brillant

Fotografia on es pot observar la

granulació solar i un focus.

Fotografia on es pot observar la granulació solar

al voltant d’una taca.

Dibuix que representa com es forma la

granulació en el Sol.

Treball de recerca

Pàgina 16

perquè són masses de gas més calents que la que les envolta.

Es poden observar al limbe del Sol amb un filtre solar, però si

no estan en el limbe són inapreciables. Per podeu veure-les a

tot el disc solar, cal un filtre H-alpha o més especialitzat.(1)

Taques solars

Són àrees de la superfície solar on les línies magnètiques

surten i produeixen un refredament. Aquest

refredament, a 4.000K, respecte la superfície que les

envolta, 5.500K, es tradueix en un enfosquiment de la

taca. El nombre de taques augmenta amb l’activitat

solar, com més taques, més activitat solar. Les taques es

poden veure a simple

vista quan tenen més

de 40.000km de

diàmetre, encara que

l’habitual són uns

13.000km. Tot i així ,poden

arribar a tenir 90.000

quilòmetres de diàmetre i tenen dues parts; l’ombra, que és la

regió mes fosca i freda d’una taca, i la penombra que envolta

l’ombra i és menys freda i fosca respecte a ella. Comencen sent porus petits que es

desenvolupen i poden durar entre pocs dies fins a més d’un mes. Normalment les taques es

troben entre la franja de 40oN i 40oS. Les latituds on apareixen les taques depenen si estem en

un mínim solar o màxim, és a dir, depèn del moment del cicle solar. A partir d’això, es pot fer

un diagrama amb el lloc on apareixen les taques i veure que fa una forma de papallona.

Les taques apareixen normalment en grups; la taca precedent i la

taca posterior. Si en un hemisferi, la precedent és de pol negatiu i

la posterior de pol positiu, a l’altre hemisferi succeeix al revés, a

més a més, aquests papers es canvien cada 11 anys. A les taques

solars també veiem l’efecte Wilson, un efecte òptic, que ens

confirma que el Sol és un cos de forma arrodonida.

Al limbe podem veure dues

fàcules, de color blanc.

Fotografia on es pot observar

taques solars

Fotografia amb filtre de color

blau on s’observa un grup de

taques.

Treball de recerca

Pàgina 17

Fulguracions

Normalment es produeixen durant els màxims solars i el nombre de fulguracions és

proporcional al nombre de Wolf, per tant les fulguracions estan associades a les taques solars.

El plasma de les fulguracions es va escalfant al

llarg de l’estructura arquejada de 3.000-4.000km

de diàmetre. En poc temps i per poc temps, les

regions de la cromosfera es tornen molt

lluminoses perquè milers de tones de plasma són

impulsades a 500km/s cap a la corona. Aquests

rajos gasosos van acompanyats de fortes

emissions de radiació i partícules de molta

energia, que produiran el vent solar, amb una

energia de 1020-1027J. Les fulguracions també afecten a la

part baixa de la cromosfera i es relacionen amb els flòculs.

Les fulguracions tenen diferents fases:

1- Preparatòria (entre unes hores i un dia):

s’acumula energia magnètica i es produeix un

augment del flux de rajos X, ultraviolats i

visibles.

2- Flash (pocs minuts): quasi la meitat de

l’energia s’allibera en forma de radiació i

cinètica d’ions i electrons, els quals marxen del

Sol entre 1.000 i 1.500 km/s produint el vent

solar.

3- Decadència (entre 20 minuts i poques hores):

s’allibera la resta d’energia, sobretot en forma

de radiació.

Flòculs

Són fenòmens que succeeixen a la baixa cromosfera i ocupen regions relativament petites, on

el gas té més temperatura que el que l’envolta degut a variacions en el camp magnètic. Són

independents de les taques solars i cal un filtre especialitzat per veure’ls.

Espícules

Són rajos de gas d’uns 800km de diàmetre

formats a la cromosfera. Les ejeccions surten en

grups a molta velocitat, uns 30 quilòmetres per

segon, i arriben sobre uns 6.000km d’altura,

encara que les més altes arriben a 50.000 km

d‘altura. Després d’arribar a una altura

desapareixen. Aquest fenomen dura uns minuts.

Una fulguració vista des d’adalt.

Fotografia on es pot observar

diferents fulguracions al limbe.

Una espícula amb H-aplha.

Treball de recerca

Pàgina 18

Protuberàncies

Són fenòmens molt grans; fins a 150.000 km d’altura, 300.000km de longitud i 40.000km

d’ample. No se sap el seu origen ni dinàmica, però poden explotar i enviar al espai massa solar

d’entre 1013-1015kg a una velocitat de 400.000km/h. Hi ha diversos tipus:

Protuberància activa: Influenciades pels camps magnètics, estan lligades a grups de taques

solars i evolucionen ràpidament.

Protuberància quiescents o estàtiques: A latituds elevades, conserven l’aspecte durant molts

dies. Sembla que estiguin empresonades per un camp magnètic i evolucionen molt lentament.

Protuberància eruptiva: Van perpendicularment a la fotosfera i cauen a la cromosfera en

poques hores. Solen estar a baixes latituds i tenen una evolució molt ràpida.

Protuberàncies de les taques o loop: Tenen forma d’anell tancat o arc, on la matèria va al llarg

de línies del camp magnètic que surten i tornen a la fotosfera. Van associades a les taques.

Protuberància de tornado: Tenen forma d’espiral o corda.

Protuberància de raig: Són manifestacions de l’activitat solar, lligades a les taques i

fulguracions. Són rajos de 50.000km d’altura i velocitats molt altes, el seu nombre segueix el

cicle d’activitat solar.

Els filaments són protuberàncies vistes des d’adalt amb el filtre

H-alpha, tenen la forma d’una línia negra. Les protuberàncies són

visibles a ull durant un eclipsi total o utilitzant un filtre H-alpha.

Protuberància de loop a la primera imatge, a la segona es pot observar el que succeeix magnèticament.

Fotografia en H-aplha d’una

protuberancia de raig.

Filaments en el Sol.

Treball de recerca

Pàgina 19

Forats coronals

Un forat coronal és una àrea de la corona solar més fosca, freda i amb un plasma de menor

densitat que l'àrea que l'envolta.. Es formen degut a línies de camp magnètic obertes, és a dir

en zones on no hi ha taques solars que formarien línies de camp magnètic tancades. En el

mínim solar es troben a les regions polars del Sol i en els màxims solars a qualsevol part del

Sol. Els components del vent solar que viatgen ràpidament surten de les línies magnètiques

dels forats coronals. Els forats coronals només es poden veure amb telescopis de raigs X.

Vent solar

Està format per les partícules que viatgen per

les línies magnètiques del Sol a 450 km/s i amb

una densitat de 5 protons/cm3 i a molta

temperatura. Cada dia el Sol per unes 1017

tones de matèria degut al vent solar. Encara

que la major part del vent solar es produeix

cada dia a partir de les radiacions que surten

de la corona solar, hi ha fenòmens que

provoquen una gran quantitat de vent solar en

un instant. Aquests fenòmens són les

fulguracions i protuberàncies més fortes, anomenades CME (Coronal mass ejection) quan

produeixen el vent solar i expulsen massa solar, i els forats coronals que acceleren les

partícules i les projecten al espai. Les CME poden produir fins a un trilió de kWh. El vent solar

viatja per tot el Sistema solar i afecta la vida en el planeta Terra, com veurem en els següents

apartats.

Fotografies a diferents longitud

d’ona de forats coronals.

Treball de recerca

Pàgina 20

Activitat solar

Considerem el terme “activitat solar” a la quantitat d’energia emesa pel Sol, pel que fa als

nivells de radiació solar i d’ejecció de massa coronal. La variació d’activitat solar es produeix en

cicles i es pot veure per les manifestacions més freqüents de taques solars, fulguracions, entre

altres, en el Sol, i aurores boreals a la Terra. L’activitat solar pot provocar canvis en el clima

espacial i, fins i tot, en el clima terrestre. Durant aquestes variacions d’activitat solar, es

modula la radiació solar, el flux de radiacions d’ona curta i la freqüència dels fenòmens solars.

Aquestes variacions poden inclús modular el flux de raigs còsmics que entren al sistema solar.

Hi ha diversos cicles d’activitat solar, el més conegut és el cicle d’onze anys, caracteritzat per

l’augment i davallada del nombre de taques solars. La causa del cicle solar d’onze anys és la

rotació diferencial que té el Sol. En un període de mínim solar, les línies de forces del camp

magnètic van al llarg del meridians del Sol, però la rotació diferencial fa que les línies

magnètiques s’enrosquin i es deformin. A partir de cert límit, les línies s’amuntonen i

s’entrellacen. Quan això succeeix, les línies són superposades per unes altres línies

magnètiques que cobriran la superfície i tindran la polaritat invertida, tornant a un mínim

solar. Es tornarà a repetir el procés i s’arribarà a les condicions inicials. Així que podem dir que

el cicle de taques demostra l’existència d’un cicle magnètic d’uns 22 anys.

S’ha observat que quan durant un cicle, el màxim solar té una durada més extensa que el que

seria habitual, llavors el mínim és més curt, i a l’inrevés. D’això se’n diu l’efecte Waldmeier.

Sabem que l’activitat solar depèn del vent

solar; com més vent solar, més activitat, i

també sabem que el vent solar va lligat al

magnetisme del Sol, per tant quan hi hagi

més taques solars hi haurà més activitat.

També quan hi hagi més activitat

magnètica en el sol hi haurà més

fenòmens com CME, protuberàncies o

fulguracions.

Els cicles d’onze anys provoquen una

variació d’intensitat de només un 0,1% (entre 1365 i 1367 W/m2). Però, com que la variació

d’intensitat és massa petita i la duració insignificant per afectar el clima terrestre.

L’activitat solar és calculada a partir del nombre relatiu de Wolf, ideat el 1848 per l’astrònom

Rudolf Wolf, i que es determina

per la fòrmula R= k·(10g+f), on R

és el nombre de wolf, k una

constant segons l’instrument, g

el nombre de grups de taques i f

el nombre de taques.

Hi ha altres cicles de més duració

i que poden influenciar més al

Treball de recerca

Pàgina 21

clima terreste. Per exemple, el cicle de Gleissberg (de 72-83 anys) que va causar el mínim de

Maunder, més conegut com petita edat de gel, al segle XVII, i el mínim de Spörer al segle XV-

XVI. Tot i que, en el cicle de Gleissberg la variació d’intensitat és semblant a la del cicle d’onze

anys, la durada podria provocar canvis en el clima de la Terra.

També hi ha hipòtesis sobre altres cicle solars com serien el cicle de Suess d’uns 210 anys, el

cicle d’Hallstatt d’uns 2.300 i un altre cicle d’uns 6.000 anys.

Les noves tecnologies fan que cada dia es sapigui una mica més de l’activitat solar i de com ens

afecta. Ens estan permetent determinar l’activitat solar a través de partícules com els isòtops

beril·li 10, al gel, i carboni 14, als arbres .

Estudis recents afirmen que l’activitat solar actual és la més alta dels últims 1.150 anys i que

l’activitat que s’ha produït en els últims 70 anys és tan alta que cal anar 9.000 anys enrere per

veure un període similar, al període boreal.

Efectes de l’activitat solar a la Terra

Comunicació per ràdio: La ràdio transmet el senyal per ones de ràdio a través de la ionosfera.

Durant els màxims solars, la ionosfera està fortament ionitzada pels fotons solars i rajos

còsmics. Això afecta la trajectòria de les ones de ràdio, podent dificultar les comunicacions

locals o de llarga distància. Els canvis solars afecten a la freqüència màxima utilitzable per la

comunicació.

Gràfic de l’activitat solar en els últims 12.000 anys.

Gràfics de comparació entre el C14, Be10 i el nombre de taques.

Treball de recerca

Pàgina 22

Satèl·lits i naus espacials: Durant els màxims solars és més habitual que es produeixin CME.

Aquestes radiacions d’alta energia poden causar d’anys a l’electrònica i cèl·lules solars dels

vehicles espacials. Aquestes radiacions són molt perilloses pels astronautes, per això s’està

estudiant incorporar un blindatge contra aquest tipus de radiacions a les naus.

Clima terrestre: Últimament la investigació s’ha concentrat a estudiar la correlació de l’activitat

solar amb la temperatura global. També s’ha estudiat els possibles impactes climàtics regionals

dels cicles solars. La producció de radiació ultraviolada és més variable al llarg del cicle solar

del que s’havia pensat, provocant hiverns més freds als EUA i sud d’Europa i més càlids a

Canadà i nord d’Europa durant els mínims solars.

Hi ha tres mecanisme possibles pels que les variacions solars podrien tenir un efecte sobre el

clima:

· Variació de la quantitat de radiació solar.

· Variació de la quantitat de radiació ultraviolada.

· Efectes causats pels rajos còsmics interestel·lars, durant els mínims solars hi ha més rajos

còsmics que en els màxims. Un efecte, per exemple, podria ser canvis en el núvols.

La combinació de les dues primeres teories és que té més pes actualment.

Actualment s’afirma que el cicle solar d’onze anys fa variar la temperatura global un 0,1K entre

el màxim i mínim solar. Per cicles de més durada aquesta variació segurament augmenta, però

encara no ha estat determinat. Tot i així, el consens científic afirma que l’escalfament global no

pot estar provocat per l’activitat solar.

Anem a distingir entre dues etapes; la

preindustrial i la post industrial.

L’època abans que existís la indústria i les

emissions de CO2 podem dir que és més

senzilla d’estudiar que la segona. Primer de

tot, hem de tenir en compte els canvis que

pateix la Terra respecte el Sol, per

exemple, cada 100.00 anys la Terra passa a

tenir una òrbita circular provocant una

disminució de la temperatura. També

afecta la inclinació de la Terra, la qual, amb

un cicle de 41.000 anys, afecta la intensitat

de les estacions. Finalment, també afecta

l’oscil·lació de la Terra al girar sobre el seu eix amb un

cicle de 20.000 anys. Tot això provoca variacions en la

quantitat d’energia solar que rep la Terra i per tant en

la temperatura global.

En el gràfic del costat podem veure que el CO2 augmenta i disminueix seguint les variacions de

temperatura. Aquest fet es deu a que el descens de temperatura fa que els oceans es refredin i

que tinguin la capacitat de dissoldre més CO2 i per tant disminueixi la concentració de CO2 a

l’atmosfera.

Gràfic que mostra la concentració de CO2, CH4 i

temperatura durant els últims 400.000 anys. Estudi

fet a Vostok, Antàrtica.

Treball de recerca

Pàgina 23

Independentment de les variacions de la Terra respecte el Sol també es pot estudiar l’efecte

de l’activitat solar en si a la temperatura de la Terra. El més senzill és estudiar els casos amb

dades. Podem treure dades de la temperatura global del planeta a través de la

paleoclimatologia i de l’activitat solar amb

les proporcions de C14 i Be10. En el gràfic

del costat podem veure un gràfic que ens

mostra aquesta relació i on es veu certa

relació entre en dos fenòmens, només

destacant la incidència de fa uns 7.500 any

aproximadament que no es sap perquè va

estar provocada.

Tot i que la majoria de científics estan d’acord que tan els cicles grans com els cicles d’onze

anys poden provocar variacions en la temperatura del planeta, actualment ha sorgit un

problema, estem interferint en ell. Actualment l’esser humà a provocat que les concentracions

de CO2 a l’atmosfera arribin a límits mai vistos. De normal haurien d’oscil·lar entre 200 i 280

ppm però actualment estem arribant a 400 ppm i augmentant. El dilema està en saber si

l’augment de l’efecte hivernacle produït per les concentracions de gasos com el CO2 és la causa

de l’escalfament global o una conseqüència. Una tercera opció seria que fos una conseqüència

que agreugés el problema, convertint-se en una conseqüència-causa. Ara anem a tractar

l’època post industrial per veure aquest problema més a fons.

Estudis del 2001 de l’IPCC (grup Intergovernamental d’Experts sobre el Canvi Climàtic)

concluien que la variació solar com a causa del escalfament global del segle XX era mínima i

que es devia sobretot al efecte hivernacle. En el 2007 ho van tornar a ratificar aportant dades

de la contribució dels gasos hivernacles, la radiació solar, aerosols, entre altres, a l’escalfament

global. Tot i així, el 2007, Scarffeta i

Occident van concloure que l’activitat solar

podria haver contribuït de manera

important a l’escalfament durant el segle

XX.

Altres estudis han conclòs que la radiació

solar va tenir un paper important en la

temperatura del planeta fins el 1980 però

que a partir d’aleshores la corba

pronunciada que ha patit la temperatura

global ha estat produïda per factors

humans, amb els gasos hivernacles (article

al NewScientist del 6 de maig de 2000). En

Treball de recerca

Pàgina 24

el gràfic del costat podem veure que la temperatura i la concentració de CO2 s’incrementen

intensíssimament entre l’any 1980 i 2000.

Una frase que podria resumir el que ha succeït respecte aquest dilema en la segona meitat del

segle XX és la següent:

“The sun has been at its strongest over the past 60 years and may now be affecting global

temperatures... the brighter sun and higher levels of so-called "greenhouse gases" both contributed to

the change in the Earth's temperature, but it was impossible to say which had the greater impact.”

La frase és de Sami Solanki, director de l' Institut Max Planck per a la Investigació del Sistema

Solar a Katlenburg-Lindau, Alemanya. Sami Solanki també creu que el increment de la

temperatura a partir de 1980 es pot atribuït a l’activitat humana.

Actualment està succeint un afer força

interessant i que serà estudiat en els

pròxims anys. Mentre que la

concentració de CO2 continua

augmentant, la temperatura ha

disminuït respecte el 2000 i ha arribat a

un mínim relatiu sobre el 2008-2009,

coincidint amb un mínim solar.

En els tres gràfics que podem veure a la

nostra esquerra veiem la temperatura global,

la concentració de CO2 i l’activitat solar,

respectivament, durant els últims 30 anys

aproximadament. Podem veure que durant

els mínims solars hi ha mínims relatius a la

temperatura i que en els màxims solars hi ha

màxims relatius a la temperatura. Tot i així, la

tendència ascendent de la gràfica de la

temperatura és una correlació evident amb

l’efecte hivernacle, concentració de CO2.

Treball de recerca

Pàgina 25

Tot i així, hi ha científics que defensen que la durada dels cicles solars, la simetria entre les

taques de l’hemisferi nord i sud solar, entre altres coses, podrien fer que fos l’activitat solar fos

la principal causa de l’escalfament global actual. Encara que es considera que es un model poc

viable, s’ha de tenir en compte donada la poca informació que tenim actualment sobre

l’activitat solar. Per més informació sobre aquest model, llegiu l’article “Inference of Solar

Irradiance Variability from Terrestrial Temperature Changes, 1880-1993: An Astrophysical

Application of the Sun-Climate Connection” del Astrophysical Journal del 1 de Desembre de

1996, volum 472, número 2, article 891.

El problema que hem vist al fer aquest apartat parteix del l’activitat industrial durant el segle

XX. El conflicte CO2 (efecte hivernacle) - activitat solar com a causa de l’escalfament global

actual, està avui en dia present en el món científic. Sabem que la concentració de CO2 a

l’atmosfera augmenta a mesura que augmenta l’activitat solar i que si durant els últims 80

anys, l’activitat solar no hagués estat tan activa, la concentració de CO2 no estaria als valors

actuals (390 ppm aproximadament). Tot i així, també cal tenir en compte que l’activitat

industrial és la principal causa d’aquest augment desorbitat de la concentració de CO2.

M’agradaria comentar que actualment hi ha molts organismes destinats a determinar això, ja

que si l’activitat industrial és la causa més important de l’escalfament global s’ha d’actuar de

pressa i contundentment. Gran part de científics opinen que l’activitat solar a partir dels anys

80 va deixar de ser una part fonamental de la variació de temperatura deixant pas al efecte

hivernacle, però pels gràfics i dades observables en aquest treball s’ha arribat a conclusions

una mica diferents.

La primera conclusió es que les bases de l’escalfament global que patim ara venen de

l’augment de les radiacions solars durant la meitat del segle XX, aquesta activitat solar forta va

fer augmentar la temperatura. Aquest augment de temperatura també va provocar un

augment de la concentració de gasos hivernacle a l’atmosfera que juntament amb les

emissions de gasos hivernacles dels humans, van fer que l’efecte hivernacle de la Terra

Treball de recerca

Pàgina 26

augmentés molt. Resumint-ho, tenim dues situacions: una activitat solar i un efecte hivernacle

molt forts, i l’efecte hivernacle ha estat causat per la mateixa activitat solar i per l’activitat

industrial. L’augment dels gasos hivernacles ha produït que més radiació infraroja sigui tornada

a emetre cap a la Terra i menys travessi l’atmosfera, si a més a més li sumem que la gran

quantitat d’energia solar que rep la Terra ha escalfat la superfície terrestre aconseguint emetre

més radiacions infraroges a l’atmosfera que l’habitual, ens donem compte que és una mescla

explosiva, i més si sabem que la superfície terrestre porta uns 80 anys escalfant-se més que els

valors normals.

Si ens fixem en els gràfics de l’apartat podem veure que durant els últims 30 anys la

temperatura ha estat augmentant amb certa relació amb la concentració de CO2 i petites

variacions produïdes per l’activitat solar. Observant detingudament les dades i gràfics d’aquest

treball, no només actuals sinó des de fa temps, hem fet una hipòtesis sobre la convivència de

l’efecte hivernacle i l’activitat solar. La hipòtesis diu que la concentració exagerada de gasos

hivernacles actual fa que la temperatura global sigui susceptible de patir augments però

aquests augments estan sotmesos a l’activitat solar. Per exemple si l’activitat solar estigués en

un període de valors mínims,com el mínim de Maunder, possiblement no hi hauria una petita

edat de gel, però les temperatures es mantindrien o descendirien durant aquest període. La

hipòtesis vé a dir que l’activitat solar pot fer variacions a la temperatura per si sola i que la

concentració de gasos hivernacles respecte l’habitual pot pronunciar aquestes variacions o fer-

les disminuir.

Ara sabem que tan la concentració de CO2, que no es tenen dades d’haver estat tan elevat en

més de cent mil anys, i la durada extraordinària d’aquest període de forta activitat solar, són

dos fets que units poden causar molts danys al nostre planeta. Tot i així, els últims cicles de

taques han mostrat una davallada de l’activitat solar, encara que la concentració de CO2

continua en augment a causa de l’activitat humana. En els pròxims anys es creu que la

temperatura continuarà augmentant a causa de l’efecte hivernacle, però si la temperatura es

mantingués o disminuís a mesura de que va disminuint l’activitat solar es demostraria la

hipòtesis feta en aquest treball de recerca. Però, cal recordar no tenim ni els coneixements ni

mesures ni eines que els científics professionals que tracten aquest tema i que la hipòtesis ha

estat feta per les dades proporcionades i pels gràfics, comparant-los i observant els efectes

que tenen anys després entre ells.

Tot i així, hi ha una minoria de científics que defensen que els sistemes que es fan servir per

comparar el grau de causa a l’escalfament global que patim no són correctes ja que no

inclouen que l’activitat solar ha estat molt activa durant tot el segle XX i només tenen en

compte els valors de cada cicle per separat i sense la duració d’aquest mateix.

Independentment de quina sigui la causa principal del problema, sabem que els gasos

hivernacles estan contribuint al canvi climàtic i no s’han de fer bestieses, és a dir, hem de

controlar la quantitat d’aquestes emissions i limitar-les.

Pel que fa a Catalunya, també sabem que la temperatura mitjana anual està relacionada amb

l’activitat solar. Al servei meteorològic de Catalunya podem trobar el següent gràfic que ens

mostra aquesta correlació entre temperatura i activitat solar.

Treball de recerca

Pàgina 27

Treball de recerca

Pàgina 28

Efectes de l’activitat solar a la tecnologia

El dijous 1 de Septembre de 1859 Richard

Carrington, un aficionat a l’astronomia de

Londres, va observar dos brillants llums

blanques al mig d’un enorme grup de taques.

Abans de l’alba del dia següent, enormes

aurores van ser vistes en llocs amb una latitud

com Hawaii o Panamà. La supertempesta solar

va llançar milions de tones de partícules

carregades cap a la Terra. Quan l’ona de

partícules va arribar al camp magnètic de la Terra, va

generar corrents elèctriques que es van propagar per les

línies telegràfiques. Algunes estacions van quedar fora de

servei i va haver altres que van poder operar sense bateries, utilitzant només l’electricitat

geomagnètica. Això és el que provoca una supertempesta solar perfecte. Des de 1859 no s’ha

tornat a produir cap i és difícil calcular les conseqüències catastròfiques que produirien en el

món actual. Tot i així, ens podem fer una idea observant el que va passar a Quebec el 13 de

Març de 1989, quan una tempesta solar amb una tercera part de la intensitat que la de

Carrington va deixar fora de servei una xarxa elèctrica que subministrava energia a 6 milions

de persones. Una tempesta solar com la de Carrington podria inutilitzar més transformadors

que els que tenen les companyies elèctriques de reserva, provocant un tall de subministració

de llum, aigua potable, tractament d’aigües residuals, calefacció, aire condicionat,

combustible, servei telefònic, aliments i medicaments durant mesos.

Encara que la probabilitat de que una tempesta solar perfecte, de molta intensitat i que es

produeix en el centre del disc solar observable des de la Terra, arribi a la Terra no ha canviat,

els danys que es poden causar ha anat creixent a mesura de la nostra dependència de les

tecnologies de comunicació i navegació per satèl·lit i de les xarxes elèctriques. Tot i així, només

les tempestes més fortes poden afectar les xarxes elèctriques, inutilitzar els sistemes de

navegació i fer perdre el control de satèl·lits, encara que aquests tenen protecció contra les

tempestes solars. Mentre que les tempestes més moderades poden causar problemes en les

xarxes elèctriques de més latitud, obstaculitzar comunicacions per ràdio o fer que els satèl·lits

perdin altura. Es calcula que la ISS, la Estació Espacial Internacional perd 300 metres d’altura al

dia quan hi ha fulguracions. Normalment, quan hi ha avisos de tempestes solars els avions

tenen prohibit passar per les zones properes als pols per evitar problemes tècnics.

Observació de Carrington l’1 de

Septembre de 1859.

Treball de recerca

Pàgina 29

Alguns altres casos d’incidències

causades per tempestes solars són

el del 1958, quan un centenar

d’avions entre els Estats Units i

Europa van perdre la comunicació

de ràdio amb la Terra; el del 1972,

quan un transformador va explotar

a la Columbia Britànica; el del

2000, quan un satèl·lit

d’investigació ASCA va perdre el

control i va quedar a la deriva i el

del 2003 quan es va produir una

apagada a Suècia i es va fer

reconduir els vols per problemes

amb els GPS.

Un dels fenòmens més

meravellosos que es produeixen a

la Terra són les aurores, encara

que aquestes puguin anar

associades a fenòmens tan

destructius com poden arribar a

ser les tempestes solars.

Normalment, es poden veure

aurores als pols; l’aurora boreal al

nord i l’austral al sud. Les aurores

són produïdes per d’interacció del

vent solar i el camp magnètic

terrestre, l’energia resultant

impulsa electrons cap a

l’atmosfera al llarg de les línies del

camp. Els electrons exciten els gasos

atmosfèrics de la Terra, els quals emeten colors. Cada color va associat a un gas diferent;

l’oxigen al color groc/verd, el nitrogen el color blau i l’heli el color vermell/lila. Els millors

mesos per observar aurores boreals són Gener i Febrer a causa de les baixes temperatures i

quan hi ha un màxim solar.

Per detectar les possibles tempestes solars amb alguns dies anticipació s’han enviat dues naus

bessones, la STERO A i B, que permeten veure quasi tota la superfície del Sol, podent veure

Gràfic amb les incidències tecnològiques dels últims 50 anys.

Treball de recerca

Pàgina 30

quan una regió activa es dirigeix a l’espai on podria afectar a la Terra. A més a més, actualment

es pot preveure quan una EMC impactarà la Terra amb un marge d’error de 6 hores gràcies a

un model numèric anomenat Enlil de la NOAA. També hi ha sondes com el SOHO, o

anteriorment la ACE, que registren dades provinents del Sol que actualment es fan servir per

determinar els possibles avisos de tempestes solars.

Però una cosa és saber quan es produirà una tempesta solar i una altra més complicada és

preparar-se per afrontar les possibles conseqüències d’aquestes. Per això hi ha països i

companyies elèctriques que s’estan preparant pels efectes que porta el clima espacial.

En l’àmbit espanyol, el tema de l’afectació solar sobre la tecnologia es dut a terme a càrrec de

la Direcció general de protecció civil i emergències, del Ministeri d’Interior. Aquest

departament va fer dues jornades tècniques sobre els efectes que pot tenir el clima espacial.

Actualment els objectius del departament sobre el clima espacial són quatre:

Descriure i analitzar la situació actual del coneixement sobre l’amenaça, vulnerabilitat i

risc davant el clima espacial a Espanya i en el món.

Analitzar els últims progressos desenvolupats per les institucions d’investigació

espanyoles i europees sobre sistemes de prevenció i alerta davant de tempestes

geomagnètiques.

Posar en comú experiències, coneixements i pràctiques a la matèria de prevenció i

reducció de riscs.

Conèixer i analitzar les mesures legislatives aplicades a altres països i proposar

desenvolupaments legislatius i de planificació que facin disminuir els possibles danys.

Els experts espanyols opinen que donada la latitud d’Espanya és menys probable que les

xarxes elèctriques espanyoles es vegin afectades. A més, el sistema elèctric espanyol té una

configuració anomenada d’estrella que fa que sigui més resistent a les tempestes solars que

els sistemes de configuració amb un gran desenvolupament lineal.

A Estats Units el maig de 2008, el NRC (National Research Council) of Space Studies Board va

celbrar una sèrie de conferències per determinar l’impacte socioeconòmic dels esdeveniments

extrems del clima espacial, on van participar representants governamentals, acadèmics i de

l’industria. A partir d’aquestes conferències, el NRC va publicar un informe titulat “Severe

Space Weather Events. Understanding Societal and Economic Impacts Workshop Report”, on

es reflexa els riscs derivats del clima espacial i quines accions s’estan portant al respecte des

d’Estats Units. S’avisa que una tempesta solar perfecte pot causar 20 vegades més danys

econòmics que l’ huracà Katrina

Els Estats Units han arribat a plasmar els riscs derivats del clima espacial a nivell legislatiu amb

el “ Grid Reliability and Infrastruce Defense Act” o “H.R.5026”, on es posa en manifest la

vulnerabilitat de les xarxes elèctriques nord-americanes davant impulsos electromagnètics o

tempestes geomagnètiques. Es comenta que encara que és molt estrany que una tempesta

solar afecti la Terra a latituds com les d’Estats Units s’han de preveure els riscs de ser afectats i

que protegir tota la xarxa elèctrica costaria 100 milions de dòlars però, que si es veiés

afectada, la factura arribaria pels danys arribaria entre 1 trilió i 2 trilions de dòlars

Treball de recerca

Pàgina 31

(numerologia d’escala curta) i entre 4 i 10 anys en recuperar-se del impacte. El comitè

d’Energia i Comerç va aprovar per unanimitat de 47 a 0 vots la factura de 100 milions de dòlars

per protegir les xarxes elèctriques. La acta la podeu trobar al annex, en versió original.

Tot i així, segons la informació que hem rebut des de la NOAA (National Oceanic and

Atmospheric Administration), quan detecten una possible tempesta geomagnètica avisen les

companyies elèctriques perquè facin els procediments que creguin convenient per preparar-

se. Aquests procediments varien per cada companyia encara que acostumen ser bastants

similars, per exemple, s’encenen tots els transformadors que estan en manteniment per

repartir l’energia extra que arriba pel màxim d’unitats possibles.

Treball de recerca

Pàgina 32

Instrumentació de la pràctica

Telescopi

Un telescopi és un sistema òptic que permet veure objectes llunyans, ampliant la seva mida i

lluminositat. Normalment, ens referim a telescopis als telescopis òptics, però hi ha telescopis

per quasi tot l’espectre electromagnètic. Els telescopis són els aparells més utilitzats en

astronomia.

Els telescopis òptics estan formats per un objectiu i un ocular. L’objectiu capta la imatge d’un

objecte llunyà i l’ocular l’amplia. Hi ha tres tipus de telescopis; els refractors, reflectors i

catadiòptrics. Normalment s’utilitzen els dos primers.

Els refractors formen imatges dels objectes

utilitzant un sistema de lents convergents en les

quals la llum es refracta. La refracció fa que els

rajos es concentrin un en un punt del plànol

focal. La imatge formada per l’objectiu és la que

s’observa per la lent ocular, que actua de lupa.

Per altra banda, els reflectors tenen com objectiu un mirall còncau, tenen un segon mirall que

desvia la llum cap un costat o endarrere, permetent que

es pugui observar la imatge o detectar amb un ocular. El

primer va ser dissenyat per Isaac Newton al 1670 per

resoldre l’aberració cromàtica dels telescopis refractors,

després resolta fent servir lents acromàtiques. També és

conegut com a telescopi newtonià.

Per elaborar les observacions fetes en aquest treball s’ha

utilitzat un telescopi refractor de la marca Telescope, amb

bastants anys. Per observar el Sol, no cal un telescopi molt bo ni amb un gran objectiu ni molts

augments, amb qualsevol telescopi es pot observar el Sol, gràcies a la seva proximitat. Tot i

així, cal dir que el telescopi utilitzat s’ha quedat una mica curt, sobretot per observar els focus,

tal com es pot veure a les imatges del següent apartat, “Mètodes d’observació”. L’objectiu del

telescopi utilitzat tenia només 60mm de diàmetre.

Accessoris

Normalment, quan obtenim un telecopi se’ns

donen diversos oculars per poder obtenir diversos

augments diferents. La combinació del telescopi

amb diversos oculars poden produir imatges més

detallades o més generals, com més mil·límetres

més detallats. També pot ser que ens vingui un

objecte anomenat “barlow” que duplica els

augments. En el nostre cas, s’ha utilitzat un ocular

de 20mm. Ocular utilitzat de 20mm

Treball de recerca

Pàgina 33

Depenent del telescopi, hi ha dos tipus de muntures segons el moviment; altazimutal o

equatorial. L’azimutal permet al telescopi desplaçar-se verticalment o horitzontalment i

l’equatorial són les muntures que es mouen d’acord amb el moviments dels estels. Si

classifiquem les muntures segons el seguiment que fan hi ha tres tipus; manuals, motoritzades

i GO-TO. La diferència entre les dues últimes es

que la GO-TO busca directament l’objectiu a

observar, mentre que les motoritzades no ho

fan. Independentment, totes dues contraresten

el moviment del cel, mentre que les manuals no

ho fan. El telescopi utilitzat a la pràctica d’aquest

treball té una muntura altazimutal i manual.

A més a més, per fer la pràctica s’ha utilitzat un

filtre solar baader que ens permet veure el que

volíem observar; fàcules i, sobretot, taques solars.

Fotografia del telescopi utilitzat en

aquest treball.

Treball de recerca

Pàgina 34

Mètodes d’observació

Projecció

El mètode de la projecció consisteix en projectar la imatge del Sol sobre una pantalla blanca i

rígida. Aquest mètode té l’avantatge que es pot indicar amb precisió on es troben les taques

solars però té diversos inconvenients. Els inconvenients principals són que com a l’aire lliure no

es pot projectar a una pantalla a les fosques, les taques no es veuen tan detallades. A més a

més, és molt difícil observar fàcules i fer observacions quan hi ha turbulències. Normalment els

telescopis solars professional fan servir aquest mètode però projecten en una sala obscura.

Directe o per filtre

És el mètode amateur més utilitzat. Tracta d’observar amb un filtre Baader i a dibuixar les

taques, porus i fàcules observables en una fitxa elaborada pel propi observador. L’inconvenient

principal que té aquest mètode es que no es pot precisar exactament on es troben els

fenòmens solars sense cert marge d’error. Però té molts avantatges; la comoditat i el detall

amb que es pot observar són els dos més destacats. A més a més, hi ha un truc que ens permet

millorar la precisió dels fenòmens; tracta d’observar el Sol a través del telescopi mentre amb

l’altre ull observes on has de dibuixar dins la fitxa. Quan les dues imatges que obtens es

sobreposen, llavors marques la posició dels fenòmens més destacats, obtenint més precisió en

la localització dels fenòmens. El mètode per observació directe és el que s’ha utilitzat en

aquest treball.

Dues maneres diferents de fer projecció solar. És recomanable fer

ombra amb una cartolina com es veu a la primera fotografia.

Un telescopi Celestron de 102 mm d’obertura(dreta) i un telescopi de 60mm

d’obertura (esquerra), preparats amb filtre solar per fer observació directa.

Treball de recerca

Pàgina 35

Híbrid

És el mètode més eficaç pels observadors amateurs que no disposen d’una sala obscura per

projectar. Tracta de primer fer una observació per projecció del Sol, obtenint la localització

exacta dels fenòmens més destacables, i després utilitzar el mètode directe per acabar de

completar el dibuix. L’inconvenient és el temps que s’ha d’emprar per fer un dibuix per aquest

mètode. En el treball realitzat era impossible utilitzar aquest mètode o fer projecció solar ja

que el telescopi era de plàstic i podria haver-se fos en el cas de fer projecció.

En l’apartat titulat “ Comparació de dibuixos solars”, podem observar la diferència d’eficàcia

de cada mètode quan fem un dibuix del Sol.

Treball de recerca

Pàgina 36

Filtres solars

La funció d’un filtre es restringir el pas de certes substàncies, sons o

llum. En el cas de l’astronomia de certes longituds d’onda, per

apreciar al detall les longituds no restringides.

En el món de l’astronomia podem trobar molts filtres diferents,

nosaltres concretarem amb els filtres solars. Existeixen de diversos

tipus, cadascun amb un objectiu diferent, i cal tenir present que

sempre que s’observi el sol amb un telescopi haurem de posar un

filtre. No podem observar-lo directament, ja que els nostres ulls

patirien les conseqüències.

Uns filtres poc recomanables són els que s’enrosquen a l’ocular ja que, encara que protegeixen

de la llum solar, poden explotar degut a les altes temperatures que es concentren a l’ocular.

Aquests filtres venen normalment amb el telescopi però no són articles de qualitat, sobretot si

es vol observar el sol durant una llarga estona.

Per determinar el filtre que més s’adequa a les nostres necessitats, hem de saber que volem

observar, si farem una observació visual o fotogràfica, el que estem disposats a gastar-nos,

entre altres coses.

Generalment els aficionats utilitzen filtres de llum visible, els quals permeten veure únicament

la fotosfera, és a dir la superfície solar amb les seves taques i fàcules, anomenats de llum

blanca. Redueixen la llum solar i l’energia del sol que entra pel telescopi, la qual cosa permet

observar el sol.

Els més utilitzats són els que es situen davant l’objectiu, com els

elaborats per làmines de Mylar o Baader-Planetarium, que permeten a

l’aficionat l’oportunitat de crear-se el seu propi filtre, tal com veurem

més endavant. Les Mylar mostren la superfície solar en un to blavenc

mentres que les Baader-Planetarium en un to blanc, neutre. Les

segones són de millor qualitat i han estat utilitzades durant la primera

fase de les observacions d’aquest treball. Una altre opció semblant,

però més costosa, són els filtres de vidre òptic metalitzat.

Un altre filtre de llum blanca seria el prisma o helioscopi de Herschel,

encara que aquesta alternativa seria més cara. Consisteix en un

dispositiu amb un prisma que reflexa el 90%

de la llum del sol, absorbeix un 5 % i deixar

passar fins l’ocular l’altre 5% restant.

Requereix l’utilització d’un filtre d’ocular,

anteriorment nombrat, el qual treballaria

sense perill al estar exposat a menys calor.

Altres filtres més sofisticats permeten veure la cromosfera, la part

externa de la fotosfera. La cromosfera també és possible observar-la

durant els eclipses solars totals. Els filtres que ens permeten

Fotografia solar amb filtre

Baader-Planetarium.

Fotografia solar amb filtre

Hα.

Treball de recerca

Pàgina 37

observar-la són els d’hidrogen Alfa (Hα) que es centren en la freqüència d’emisió de la línia H

alfa (656,3 nanòmetres). Ens permeten veure els filaments, erupcions, fulguracions solars

entre altres coses. Amb aquest filtre es pot observar directament des de l’ocular sense la

necessitat d’introduir un altre filtre. Els filtres Hα mostren el sol en color vermell, ja que es

situa en la franja cap al vermell de l’espectre.

A més a més, hi ha telescopis especialitzats únicament en el sol, fabricats per una empresa

americana i encara que de gran qualitat, tenen un cost bastant elevat.

Finalment també cal recordar que en cas de no tenir cap filtre és possible observar el sol a

través de la projecció, tal com ja s’ha explicat.

Treball de recerca

Pàgina 38

Construcció d’un filtre solar

Material:

Làmina Baader

Tub de cartró o metàl·lic

Pintura negra o retolador permanent negre

Cartolina negra

Cola

Tisores

Procediment:

1- Retallem una part de la làmina baader (la mida ha

de ser una mica més gran que l’objectiu del

telescopi).

2- Enganxem el retall de la làmina baader al tub de

cartró.

3- Enganxem per sobre un full en brut per sobre de la

part enganxada de la làmina baader, per tal d’acabar

d’enganxar i que la superfície del filtre quedi

perfectament allisada.

4- A continuació, posarem una cartolina negra al voltant

del tub, perquè el negre és opac i no reflecteix la

llum.

5- Finalment, de manera opcional, podem talla el tub de cartró per disminuir la llargada

del filtre solar perquè sigui més manejable i més fàcil de posar al objectiu.

Amb la construcció d’un filtre solar podrem veure el Sol de manera segura i eficaç. Abans

d’observar directament amb el telescopi i el filtre en l’objectiu, és recomanable observar el Sol

simplement a través del filtre solar construït per assegurar-se que no té cap fissura. A més a

més, els filtres solars són molt delicats i s’han d’aturar les observacions immediatament si

trobem algun forat o fissura en el filtre, ja que ens afectaria al nostre ull.

Treball de recerca

Pàgina 39

Coordenades i efemèrides

A causa de que el desplaçament del Sol respecte el pla de la eclíptica, la inclinació del eix de la

terra respecte a aquesta i depenent del mes d’observació, l’eix del Sol estarà inclinat cap a la

dreta, esquerra, cap a davant o endarrere respecte la posició de la Terra. La eclíptica és la

corba per on transcorre el Sol des del seu moviment aparent a la Terra. Aquesta inclinació de

l’eix del Sol respecte la posició de la Terra es traduirà en canvis dels eixos dels dibuixos que

fem, per exemple, el nord del Sol en el dibuix no estarà exactament a la vertical del dibuix.

Distingirem dos casos diferents; la localització del nord, sud, est i oest, i la inclinació del Sol en

el nostre dibuix. La inclinació del Sol fa referència a que no sempre estem mirant l’equador

solar, sinó que podem veure des de més dalt, veient més l’hemisferi nord, o més avall, veient

l’hemisferi sud. Per trobar totes aquestes dades, en forma de graus, utilitzarem un programa

anomenat “Cartes du Ciel” i un document Excel de l’associació Aster. Per trobar-les només es

necessita introduir les dades següents: ciutat on es va fer l’observació, hora local de

l’observació i dia de l’observació.

Anem a descriure el procés que s’ha de fer amb un exemple; el dia 2 de Desembre de 2012, a

Barcelona i 12:00 TU, per tant, amb horari d’hivern l’hora local és una més, 13:00h.

Introduïm aquestes dades en el programa “Cartes du Ciel” i se’ns produirà un dibuix, dins

d’aquest dibuix veurem una rodona que representa el Sol. Cliquem sobre el Sol i se’ns obrirà

les dades sobre el Sol, d’aquell instant respecte el nostre lloc d’observació.

A continuació, copiem aquestes dades en un arxiu Word per veure-les amb més claredat; les

dades de tots els dies observats es troben al annex. Per exemple, ara podrem veure les dades

obtingudes el dia 2 de Desembre,amb negreta les dades que utilitzarem. Cal tenir en compte

que al passar de format, les lletres amb accents no les reconeixerà però a nosaltres nomes ens

interessen les dades.

Treball de recerca

Pàgina 40

Dia 2/12/12

Estrella

Sol

Magnitud: -26

Di?metro: 32.4 '

Distancia: 0.9858 au

?ngulo de posici?n: 15.4 (Angle P)

Inclinaci?n del Polo: 0.7 (Angle Bo)

Meridiano central: 355.7

Efem?rides: DE405

Fecha: 2012-12-02 13h00m00s

Coordenadas: Aparentes Topoc?ntricas

Aparentes AR: 07h34m 14.0s DE:+16?23' 45"

Medias de la fecha AR: 07h34m 12.1s DE:+16?23' 54"

Medias J2000 AR: 07h35m 16.9s DE:+17?08' 58" (Declinació Sol)

Ecl?pticas L: +250?43'01" B:-00?00'08"

Gal?cticas L: +356?24'26" B:+16?49'20"

Visibilidad desde su observatorio:

Barcelona 2012-12-02 13h00m00s ( CET )

Hora Universal: 2012-12-02T12:00:00 JD=2456264.00000

Hora sideral local:16h55m38s

?ngulo horario: 00h19m07s (Angle horari)

Acimut:+184?56' 51" (Azimut del Sol)

Elevaci?n:+26?25' 42" (Altura del Sol)

Orto: 7h59m Acimut+119?09'

Culminaci?n: 12h41m +26?35' (Culminació)

Ocaso: 17h22m Acimut+240?48'

D’aquestes dades podem introduir ja directament a la nostra plantilla; la culminació (12h41m,

menys una hora, 11:41 TU), l’angle Bo (0,7) i l’angle P (15,4). Si el treball s’hagués fet amb un

telescopi amb muntura equatorial, només fariem servir aquestes dades, però com que s’ha fet

servir una muntura altazimutal necessitem les altres dades en negreta. Les dades en negreta

les introduirem en el document Excel d’Aster, el qual fa servir trigonometria esfèrica per tal de

determinar el NT, nord geogràfic, el qual sumat amb l’angle P, ens portarà a saber el nord solar

Treball de recerca

Pàgina 41

del nostre dibuix. També cal saber la latitud del lloc d’observació, per exemple, Barcelona

41graus i 23 minuts.

El que nosaltres volem és el nord geogràfic o NT que en aquest cas són 4 graus. No s’ha de

tenir en compte el signe, que pot ser positiu o negatiu. Per nosaltres, el nombre serà sempre

positiu si l’observació s’ha fet abans de la culminació i negatiu si s’ha fet després. Per exemple,

en aquest cas serien -4 graus. Si sumem els -4 graus del NT més els 15,4 graus de l’angle P

(angle de posició), obtenim 11,4 graus, aquesta dada ens indica la posició del nord solar en el

nostre dibuix. Per dibuixar-lo hem de desplaçar 11,4 graus cap a la dreta, respecte la vertical,

el nord. A més a més, l’angle Bo (Inclinació del pol) que és d’uns 0,7 graus ens indica que veiem

una mica més de l’hemisferi sud. Normalment es fan servir plantilles de diferents graus per

dibuixar l’inclinació del pol però també es pot fer per trigonometria de forma molt senzilla.

Com que sabem que la variació arriba fins els 7 graus, relativament poc, podem aplicar la

següent fórmula: h/R= tg(Bo)

On h és l’altura, perpendicular al nord solar del dibuix, on arriba l’equador solar, R és el radi de

la circumferència dibuixada i Bo els graus d’inclinació solar. Si aïllem l’h tenim una equació en

DETERMINACIÓ DE L'ANGLE QUE FORMEN AL SOL LES DIRECCIONS

AL NORD (Pol Nord) I AL ZENIT

Entrada de dades

signe graus minuts

rads

Declinació del Sol

17 8

0,29903308 Latitud del lloc

+ 41 23

0,72227542

Azimut del Sol

184 56

3,22769556 Altura del sol

26 52

0,46891179

hores minuts

Angle horari Sol

0 19

0,08290314

Calcul sin AH x sin NZ / sin ZS sin a

0,069649

a (radians)

0,069706

a (graus) 4

Calcul sin NZS x sin NZ / sin NS sin a

0,06752

a (radians)

0,067571

a (graus) 3,9

Representació invertida al full dibuix (S/N) N

Versió 2.-18.6.07

Treball de recerca

Pàgina 42

funció de Bo que ens permet calcular els centímetres de l’altura. Com que és una mica

rebuscat tot això, anem a veure el dibuix del dia 2/12/12 que ens mostra tot això.

Si sabem que el Bo és 0,7 llavors, h=R·tg(0,7) on R és 69,5mm, per tant, h és 0,85mm. Com que

la h és totalment inapreciable no cal que dibuixem una corba d’est a oest, sinó que hem

marcat on està el punt h i hem fet una recta. Aquesta recta ens permet distingir entre

hemisferi nord i sud. Quan més gran és l’angle Bo més apreciable és la forma de corba, però

amb valors tan petits es quasi indistingible d’una recta.

Els valors Bo, P, NT i la Culminació s’han de posar en les plantilles de les observacions que fem.

Treball de recerca

Pàgina 43

Condicions d’observació Depenent del dia de l’observació solar tindrem millors o pitjors condicions, a causa de les condicions de l’atmosfera, les quals afecten l’observació i distorsionen l’imatge . Les condicions d’observació es mesuren valorant la netedat i moviment de l’imatge (escala Kiepenheuer) o pel número d’augments que ens permet tenir una visió neta. Les condicions d’observació varien segons les turbulències de l’atmosfera terrestres segons el lloc i el dia. També s’ha de tenir en compte dues coses; el vent pot fer inviable l’observació i els núvols, boira o pluja també. Per tant, el nombre d’observacions que es fan durant els mesos de bon temps, l’estiu, són més que en els mesos de mal temps, com a la tardor o hivern. S’ha de tenir en compte que les notes que es posen en les condicions d’observació són parcialment objectives ja que depenen molt del observador i de la seva valoració. Com podrem veure en les observacions fetes en aquest treball no s’han seguit estrictament aquestes normes per determinar les condicions d’observació. Els criteris observats a les observacions han estat més objectius i encara que coincideixen més o menys amb la netedat de l’imatge, moviment i seeing, dintre d’aquests paràmetres les notes donades són objectives. Per tant, pot ser que la condició otorgada sigui “Bona” i la otorgada per altres, entre ells observatoris professionals, sigui més alta o més baixa. La netedat de l’imatge és la definició amb que s’observa el Sol, és a dir el què es pot veure i amb la claredat que es veu. Es té en compte amb quina precisió es pot veure la granul·lació, l’ombra i la penombra. El moviment de l’imatge tracta sobre el moviment, o podríem dir les ondulacions, que fa l’imatge en el limbe. El seeing astronòmic té en compte la quantitat d’augments amb els que és observable, correctament, el Sol. Amb més augments, menys precisió hi ha davant d’una observació.

NETEDAT DE L’IMATGE

Ex Visible alguna estructura a les grans ombres (grànuls). Estructures molt fines a la penombra.

Ex- Estructures fines a la penombra. Granulació molt definida.

MB Alguna fina estructura a la penombra y a les divisions ombra -penombra y fotosfera - penombra. Granulació molt definida.

B Estructura de granulació visible. Clara divisió entre ombra, penombra i fotosfera però sense estructures fines.

Suf+ La granulació és visible quan es desplaça l’imatge solar. Poc contrast a la divisió ombra - penombra.

Suf No es visible la estructura granular. Difícil separació entre ombra y penombra.

Suf- Ombra y penombra només distingibles a las grans taques. No és visible la estructura granular.

I Ombra y penombra distingibles només a les taques molt grans.

I Ombra y penombra es confonen.

Treball de recerca

Pàgina 44

MOVIMENT DE L’IMATGE

Ex No es visible cap moviment ni al limbe ni al disc.

MB Moviment de l’imatge (agitació al limbe) menor o igual a 0,5".

B Moviment al limbe entre 1" y 1,5". Dèbils ondulacions. Moviment a les taques pràcticament imperceptible.

Suf+ Moviment al limbe de 2" a 2,5" visible també a les taques. Ondulacions en el limbe solar.

Suf Moviment de l’imatge entre 3" y 3,5". Fortes ondulacions en el limbe.

Suf Moviment de 4" a 5".

I Moviment de 6" a 7".

I Moviment de 8" a 10".

I Moviment de més de 10".

SEEING ASTRONÒMIC

I Cel torbat que no permet l’observació ni a augments baixos.

Suf Només és possible observar a augments baixos que produeixen imatges clares i estables.

B Es pot utilitzar fins la meitat del augment utilitzable pel telescopi.

MB Augments mitjans produeixen imatges clares i estables. La visió a augments grans és bastant bona, encara que hi ha turbulències.

Ex Pràcticament qualsevol augment utilitzat produeix imatges clares i estables.

Treball de recerca

Pàgina 45

Comparació de dibuixos solars

A continuació veurem la comparació de dibuixos solars de diverses maneres. Els dibuixos solars

estan enumerats per fer més fàcil la comprensió de les comparacions, podem trobar els

dibuixos solars al annex1, làmines d’observació solar, i tots són del dia 2/12/2012. El telescopi

utilitzat per les observacions 1 i 2 és un telescopi de 60mm i un ocular de 20mm, mentre que

per les observacions 3 i 4 s’ha utilitzat un telescopi Celestron de 102mm d’obertura. El dia

2/12/12 va haver-hi molta turbulència i condicions insuficients. L’observació 1 es va fer a les

10:30 TU, mentre que les restants es van fer a les 12:00 TU, amb un petit marge d’error.

L’observació 1 i 2 estan fetes amb observació directa, la 3 amb projecció i la 4 fent servir el

mètode híbrid.

Es pot observar, la posició de les taques entre el dibuix 1 i 2 a variat, encara que mínimament,

a causa del canvi d’hora, per més informació de la causa d’aquest moviment mirar l’apartat

“Coordenades i efemèrides”. Si comparem la 2, 3 i 4 podem veure que l’ordre de netedat i

perfecció va de 4>2>3, això es deu a dues causes. La primera que l’observació 3 va ser feta per

mètode de projecció, empitjorant la qualitat de la imatge exageradament, mentre que les

altres dues van ser o feta o perfeccionada amb el mètode directe. Recordem que la 4 va ser

feta pel mètode híbrid. La segona és simplement el telescopi, la imatge que produeix la 2 és

pitjor que la 4 perquè els augments i qualitat del telescopi emprat a la 4 és millor. A més a

més, si comparem la localització de les taques més importants podem veure que la 3 i 4 son

idèntiques mentre que la 2 està una mica desplaçada a causa de l’error per no fer-ho a partir

d’una projecció.

Treball de recerca

Pàgina 46

Estudi de les taques i classificació

Les taques neixen a partir de focus i es van desenvolupant. Algunes acaben desapareixent en

pocs dies però hi ha altres que tenen una vida més llarga. Tot i així, les taques acostumen a

seguir un patró pel que fa al seu desenvolupament. A la il·lustració de continuació podeu

observar el desenvolupament complert d’una taca depenent del seu dia, encara que la majoria

de taques no arriben a fer un desenvolupament complert similar al de la il·lustració i es

queden de camí.

A més a més, quan observem el Sol també podem classificar les taques segons l’aspecte que

tinguin:

Consisteix en un esquema de tres lletres. La primera es refereix a l’aspecte de les taques, la segona al tamany de les taques i ombres i la tercera a la distribució de les taques dins del grup..

Treball de recerca

Pàgina 47

CLASIFICACIÓN DE McINTOSH

A Unipolar sense penombra.

B Bipolar sense penombra.

C Bipolar amb penombra en un pol.

D Bipolar amb penombra als dos pols (>10º).

E Bipolar amb penombra als dos pols (10º-15 º).

F Bipolar amb penombra als dos pols (<15º).

H Unipolar amb penombra.

TAMANY PENOMBRES

x Sense penombra.

r Penombra petita i rudimentària.

s Penombra circular al voltant de la taca de menys de 2,5º.

a Penombra amb filaments de menys de 2,5º.

h Penombra circular al voltant de la taca de més de 2,5º.

k Penombra amb filaments de més de 2,5º.

DISTRIBUCIÓN DE LAS MANCHAS DENTRO DEL GRUPO

x Taca única.

o Grup amb dos polaritats totalment dividides.

i Grup amb dos polaritats parcialment dividides, es poden veure taques entre les dos polaritats.

c Grup amb dos polaritats indistingibles, hi ha taques amb penombra o un número de focus considerable entre les dues polaritats.

L’activitat solar es mesura amb el nombre de Wolf. La fòrmula és W= K (10·G) +F, on k és un factor que en els observadors amateurs és 1, G és el nombre de grups que hi ha i F el nombre de focus. Per exemple:

En les observacions d’aquest treball de recerca també

s’ha posat la classificació de la NOAA, la qual posa un

número a cada grup de taques i la de Zurich la qual és la

que anteriorment es feia servir i seria semblant a la

primera lletra de la classificació de McIntonsh.

Treball de recerca

Pàgina 48

Explicació plantilla particular

La següent plantilla és la que s’ha fet servit en aquest treball per apuntar els resultats

obtinguts de l’observació del Sol.

Elements que hi apareixen:

· Lloc d’observació: ens permet saber la latitud i longitud del lloc d’observació.

· Data i TU(temps universal): situa l’observació en el temps.

· Instrument d’observació: permet al lector saber la precisió de l’observació, indicant el

telescopi que s’ha fet servir.

· Mètode d’observació: ens indica com s’ha fet el dibuix de l’observació.

·Classificació de les taques: Ens classifica les taques que es poden observar en el dibuix. Hi ha

tres columnes; NOAA, McIntosh i Zurich. La tercera no s’ha fet servir perquè es considera que

la de McIntosh aporta la mateixa informació ampliada.

· Nombre focus, nombre grups i nombre Wolf: Aquests nombres ens permeten saber la

quantitat d’activitat solar que hi havia en el moment de l’observació, els dos primers

determinen el tercer. A més, estan separats pel nombre al nord i al sud.

· Localització taques: Aquest apartat està obert per si algun lector vol localitzar les taques en el

Sol. Tot i així, no s’han posat les dades en les plantilles solars degut a la dificultat i el gran error

de mesura que hi ha per localitzar-les en el nostre dibuix, és més recomanable i exacte buscar

la posició a la web d’un observatori professional.

· Condicions d’observació: Depenen del dia i varien segons les turbulències de l’atmosfera, els

núvols i el vent principalment.

· Temperatura: Vol representar la temperatura mitjana a Catalunya en aquell dia, cercar a la

pàgina del servei meteorològic de Catalunya, es pot trobar un gràfic a l’apartat de conclusions

de les observacions.

· N.T, Bo, P, Culminació: Són les dades efemèrides que ens permeten determinar l’angle

desplaçat del dibuix solar fet.

*El diàmetre del dibuix són

139mm ja que així cada

mil·límetre representa

10.000km aproximadament.

Treball de recerca

Pàgina 49

Observacions solars pròpies

Les observacions solars que s’han elaborat en aquest treball i que van del 17/06/12 al

18/08/12 es poden consultar a l’annex 1. Els resultats de les observacions ens han permès

observar diferents coses. Una de les primeres coses que es poden observar és l’efecte wilson,

es pot veure claríssimament que taques semblants no tenen la mateixa forma quan s’apropen

al limbe. També podem detectar la rotació diferencial, encara que necessiten grups que

parteixin de longituds semblants i podrem veure que el que està més allunyat de l’equador

solar es mou més lent. L’evolució de les taques és un altre del fenòmens que s’han pogut

estudiar en aquest treball, fins i tot i ha hagut algun cas on un grup ha aconseguit donar una

volta sencera al Sol i l’hem tornat a detectar. També hem vist que la polaritat de les taques té

un paper destacat i que la majoria de grups eren bipolars. Finalment, hem estudiat el nombre

de Wolf i hem acabat fent un gràfic dels 6 mesos observats on es possible veure la variació de

l’activitat solar. S’ha de dir que el gràfic té un error relatiu elevat degut al material

d’observació i la poca experiència de l’observador, no obstant segueix una tendència semblant

a altres observadors amateurs amb petites diferències.

Gràfic de Wolf (Sud, Nord i Total) amb les dades extretes de les plantilles d’observació:

Dia Wolf S

Wolf N

Wolf T Condicions Insuficient=1

17/06/2012 27 0 27 3 Suficient=2 18/06/2012 34 13 47 1 Bé/Moltbé=3 19/06/2012 13 0 13 1

20/06/2012 14 0 14 1 21/06/2012 12 11 23 1 22/06/2012 0 13 13 2 23/06/2012 0 13 13 2 24/06/2012 11 12 23 2 25/06/2012 17 0 17 1 26/06/2012 29 0 29 2 27/06/2012 28 24 52 3 28/06/2012 35 18 53 2 29/06/2012 52 39 91 2 30/06/2012 51 33 84 2 02/07/2012 59 65 124 2 03/07/2012 56 53 109 2 04/07/2012 54 52 106 2 05/07/2012 57 55 112 2 06/07/2012 96 35 131 1 07/07/2012 73 36 109 2 08/07/2012 60 32 92 2 09/07/2012 54 26 80 2 10/07/2012 55 0 55 2

Treball de recerca

Pàgina 50

11/07/2012 51 0 51 2 12/07/2012 78 0 78 1 13/07/2012 65 17 82 2 14/07/2012 70 17 87 1 15/07/2012 83 14 97 3 16/07/2012 78 15 93 1 17/07/2012 75 12 87 1 18/07/2012 56 0 56 2 19/07/2012 43 0 43 2 20/07/2012 28 0 28 2 21/07/2012 16 0 16 1 22/07/2012 28 0 28 3 23/07/2012 28 11 39 2 24/07/2012 34 11 45 3 25/07/2012 35 14 49 3 26/07/2012 51 28 79 1 27/07/2012 60 26 86 2 28/07/2012 66 39 105 3 29/07/2012 60 35 95 2 30/07/2012 71 40 111 3 31/07/2012 59 25 84 3 01/08/2012 65 37 102 2 02/08/2012 62 48 110 3 03/08/2012 89 52 141 2 04/08/2012 75 27 102 3 05/08/2012 69 38 107 2 06/08/2012 54 23 77 2 07/08/2012 56 39 95 2 08/08/2012 63 32 95 2 09/08/2012 76 38 114 2 10/08/2012 76 38 114 1 11/08/2012 85 15 100 2 12/08/2012 50 16 66 2 13/08/2012 36 17 53 1 14/08/2012 13 18 31 1 15/08/2012 12 34 46 1 16/08/2012 0 42 42 2 17/08/2012 0 44 44 3 18/08/2012 0 41 41 1 19/08/2012 13 60 73 1 20/08/2012 25 51 76 2 21/08/2012 23 53 76 1 22/08/2012 22 50 72 2 23/08/2012 22 48 70 2 24/08/2012 22 40 62 2 25/08/2012 23 43 66 2

Treball de recerca

Pàgina 51

26/08/2012 24 33 57 2 27/08/2012 24 45 69 1 28/08/2012 23 63 86 2 29/08/2012 15 53 68 2 31/08/2012 63 43 106 1 01/09/2012 72 60 132 1 02/09/2012 75 37 112 1 03/09/2012 63 78 141 1 04/09/2012 80 64 144 1 05/09/2012 84 61 145 1 06/09/2012 45 29 74 1 07/09/2012 44 13 57 1 10/09/2012 36 25 61 1 11/09/2012 47 12 59 2 12/09/2012 57 23 80 1 13/09/2012 37 11 48 2 14/09/2012 33 11 44 2 15/09/2012 30 23 53 2 16/09/2012 32 24 56 3 17/09/2012 43 11 54 2 21/09/2012 50 54 104 1 24/09/2012 24 58 82 2 25/09/2012 47 105 152 1 30/09/2012 37 71 108 2 01/10/2012 41 34 75 3 02/10/2012 50 25 75 3 03/10/2012 56 0 56 3 04/10/2012 56 0 56 3 05/10/2012 51 13 64 2 06/10/2012 40 0 40 1 07/10/2012 49 0 49 2 08/10/2012 28 14 42 2 09/10/2012 42 26 68 2 13/10/2012 36 53 89 2 14/10/2012 22 55 77 2 15/10/2012 36 66 102 3 16/10/2012 56 83 139 1 17/10/2012 50 50 100 3 21/10/2012 40 49 89 2 23/10/2012 38 42 80 3 24/10/2012 31 40 71 3 27/10/2012 29 43 72 2 28/10/2012 47 14 61 2 29/10/2012 39 25 64 3 31/10/2012 41 13 54 2 01/11/2012 36 11 47 2

Treball de recerca

Pàgina 52

02/11/2012 34 0 34 2 05/11/2012 24 42 66 1 06/11/2012 48 26 74 2 07/11/2012 36 24 60 3 08/11/2012 35 35 70 2 10/11/2012 45 28 73 2 12/11/2012 63 81 144 3 15/11/2012 39 67 106 3 16/11/2012 53 71 124 3 19/11/2012 23 98 121 3 20/11/2012 22 49 71 3 22/11/2012 23 51 74 3 23/11/2012 13 58 71 2 24/11/2012 14 55 69 1 29/11/2012 24 44 68 3 30/11/2012 23 52 75 2 01/12/2012 0 52 52 2 02/12/2012 0 50 50 1 03/12/2012 0 59 59 1 04/12/2012 12 55 67 1 05/12/2012 12 66 78 2 06/12/2012 0 27 27 2 07/12/2012 0 22 22 2 08/12/2012 0 34 34 1 09/12/2012 0 36 36 1 10/12/2012 0 31 31 2 13/12/2012 0 70 70 1 15/12/2012 26 32 58 1 16/12/2012 27 43 70 1 17/12/2012 25 23 48 1 18/12/2012 11 26 37 1

0

20

40

60

80

100

120

Wolf Sud

Wolf Sud

Treball de recerca

Pàgina 53

Si comparem aquest gràfic amb altres gràfics del número de Wolf es pot assegurar que no

estem en un mínim solar, però la qüestió seria; estem en un màxim solar fluix o encara no hem

arribat al màxim? A l’apartat entrevistes ens resolen aquest dubte.

0

20

40

60

80

100

120

Wolf Nord

Wolf Nord

0

20

40

60

80

100

120

140

160

Wolf Total

Wolf Total

Treball de recerca

Pàgina 54

Entrevista Jesús Blanco, soci d’Aster i observador del Sol amateur. Des de quan és aficionat a l’astronomia? Per què?

Desde niño. El momento decisivo fue la llegada del hombre a la Luna.

Quan porta com a membre d’Aster? Quins beneficis té formar part d’una associació d’astronomia com Aster?

Fui miembro desde , aprox.. 1982 a 1998. Cesé por motivos personales y, ahora, miembro desde 2005. Los beneficios vienen dados y se resumen en una palabra: compartir. Esto, siempre enriquece. Hay una frase, atribuida a Argelander, por lo que se aplica a la observación de estrellas variables, pero pienso que es perfectamente extrapolable: “La única observación que no sirve para nada es la que guardamos en el cajón y no comunicamos”.

Què acostumava a observar abans i què observa ara? Quan fa que observa el Sol?

PRIMERO DE TODO Y FUNDAMENTAL: AL SOL NO SE LE PUEDE OBSERVAR SIN PROTOTECCIÓN ADECUADA NI UN INSTANTE, O TENDREMOS DAÑOS IRREPARABES EN LA VISTA.

En la primera etapa, durante un tiempo formé parte del grupo de exobiología. El proyecto Viking estaba muy presente por entonces. Continué como miembro y aficionado pasivo, y desde la reincorporación y casi inmediatamente, observo el Sol. También hago observación visual de estrellas variables. Quantes hores li dedica a aquesta afició, setmanalment? Es difícil de precisar, pues depende de la actividad del Sol, de la meteorología y alguna otra circunstancia. Diría que, entre preparar, observar, marcar, dibujar, recontar, clasificar y compartir, unas ocho horas semanales. Sobre quina hora acostuma a observar el Sol? Per què?

Hacia las 14,30, hora de reloj, por disponibilidad de ese tiempo.

Quins filtres acostuma a utilitzar per observar el Sol?

Observo en visual y con filtro de luz blanca, con la lámina aluminizada de Baader. Añado un filtro de color amarillo en el ocular para resaltar detalles.

Quin mètode fa servir per observar? (projecció, observació directa o mixta)

Normalmente, observación directa. Cuando dispongo de tiempo, procuro proyectar y marcar para tener algo más de precisión en la posición de los grupos de manchas y su tamaño, pero el dibujo lo hago de forma directa.

Com qualificaria el cel de Barcelona per observar el Sol? Per què?

Para observar el Sol, necesitamos quitarle luz, por lo que influyen las condiciones atmosféricas, más que las propias de Barcelona. Salvo que haya mucha contaminación, es poco relevante. Incluso con nubes, si son transparentes, que permiten que haya sombra, se puede observar.

Actualment, què creu que està passant amb l’activitat solar? (Estem en un màxim solar, ja l’hem passat...) Per què?

Es una incógnita. Este año, 2013, y teóricamente, corresponde llegar al máximo del ciclo solar actual, el 24, que comenzó con grupos de manchas en latitudes anormalmente bajas, quizás propias de mediados de ciclo. Hace algunos días estamos observando la coexistencia de tres bandas de manchas, actividad magnética, en tres latitudes: altas (propias de un inicio de ciclo), medias (acordes con la fase media del ciclo 24) y bajas (propias de un final de ciclo). El Sol tiene unos 5.000 millones de años y su observación sistemática sólo unos 200 años… Tendremos que seguir atentos.

Sabem, que tenen un nou projecte entre mans en el qual es vol observar les fàcules amb un filtre especialitzat, ens podria explicar de que tracta el projecte? Quin filtre és i què fa?

Treball de recerca

Pàgina 55

Bien. Para las fáculas cromosféricas (playas) tenemos el filtro de Hidrógeno-alpha y con mejores detalles el de Calcio-K y en todo el disco solar visible. Las fáculas fotosféricas entrañan más dificultad porque sólo (con excepciones) se ven cerca de los bordes este y oeste del Sol. La intención es verlas con más detalle (ya se ven con la lámina aluminizada de Baader y, mejor con caja oscura, en proyección), ampliando, de ser posible, el área de visión (actualmente sólo 2/3 del disco solar visible y en el mejor de los casos), proporcionar más estadísticas sobre ellas (no hay muchas), relacionarlas con los grupos de manchas y las cromosféricas con las fotosféricas. Bueno, primero, recoger datos. Después… La mejor forma de llevarlo a cabo, aún la estamos estudiando, pues también parece depender del equipo observacional de cada observador. Des de que vostè observa el Sol, segurament ha pogut observar diferents fenòmens i ha pogut extreure conclusions de les seves pròpies observacions, quines són les conclusions més destacables que ha pogut extreure? (Per exemple, segurament ha pogut observar l’efecte Wilson, la latitud on es desenvolupen les taques depenent del moment del cicle, la variació del nombre Wolf, etc). Al observar con montura acimutal, fue emocionante comprobar que estaba equivocado al considerar que la rotación de campo era de 15º/hora (360º/24h). Desde entonces y con la preciada ayuda de un compañero de afición determino el norte geográfico del Sol, según la hora de observación, en base a una fórmula de trigonometría esférica. El efecto Wilson, es muy bonito, sobre todo cuando se puede apreciar la umbra hundida al fondo de un muro (penumbra). También fue interesante observar la fragmentación de una mancha (parece que debido a que las dos polaridades magnéticas estaban en la misma mancha), la rotación diferencial del Sol, que el ciclo actual comenzaba con grupos en latitudes poco altas y que, hasta ahora, tampoco estamos teniendo grupos de manchas grandes e importantes (hemos tenido números de Wolf relativamente altos, pero con un número de Beck más bien bajo). Y, actualmente, parece que tengamos tres ciclos solares en uno. Què opines sobre el món aficionat de l’astronomia? I el seu futur? (Opinió personal) Quina relació hi ha entre l’astronomia professional i amateur en general? I respecte l’astronomia solar? El mundo de la afición a la astronomía es apasionanante. A pesar de la contaminación lumínica, que afecta (y mucho) a la observación nocturna, siempre habrá algo que admirar, estudiar y por lo que sentirnos una nimiedad dentro del Universo al que pertenecemos. Gracias a los avances tecnológicos, cada vez de forma más profesional, pero sin olvidar el, digamos, aspecto romántico, que es el que mueve el interés por algo. Por otro lado, este campo de la ciencia es de los pocos en que aficionados (dentro de sus posibilidades) y profesionales colaboran abiertamente. A principi de Gener, s’han vist taques a diferents latituds, quina creu que podria ser la causa d’aquest estrany fenòmen? Por ahora no sabemos la causa, tenemos que seguir observando para ver si podemos sacar

conclusiones, que entiendo que corresponden al campo de los profesionales.

Treball de recerca

Pàgina 56

Entrevista José Muñoz, soci d’Aster i observador del Sol amateur.

Des de quan és aficionat a l’astronomia? Per què?

Soy aficionado desde los 15 años, actualmente tengo 55 o sea que llevo una buena pila de años en esto, siempre me ha gustado la astronomía y temas relacionados.

Quan porta com a membre d’Aster? Quins beneficis té formar part d’una associació d’astronomia com Aster?

Soy miembro de Aster desde 1991, los beneficios son el contacto directo con otros compañeros de afición, se aprende mucho más que en un contacto puramente virtual.

Què acostumava a observar abans i què observa ara? Quan fa que observa el Sol?

Al principio mi interés era la observación visual y general de todo tipo de objetos astronómicos, incluido el sol pero sin una especialización expresa y siempre en luz integral, solo desde el año 2005 me dedico a la fotografía del sol especializado en la banda del hidrogeno alfa.

Quantes hores li dedica a aquesta afició, setmanalment? Contando el tiempo de capturas y el procesado de las imágenes unas 30-40 horas semanales, a veces mas pues ahora estoy empezando con los satélites artificiales.

Sobre quina hora acostuma a observar el Sol? Per què?

A lo largo de la mañana pues es cuando da en mi terraza, tengo orientación este-sur y tengo tapado el oeste.

Quins filtres acostuma a utilitzar per observar el Sol?

Filtros de hidrogeno alfa.

Quin mètode fa servir per observar? (projecció, observació directa o mixta)

Ninguna de ellas, solamente observación fotográfica.

Com qualificaria el cel de Barcelona per observar el Sol? Per què?

La ventaja que tenemos los observadores del sol es que no estamos afectados por la contaminación lumínica como les ocurre a los observadores nocturnos, por eso Barcelona es tan buena para hacer observación del sol como cualquier otro sitio.

Des de que vostè observa el Sol, segurament ha pogut observar diferents fenòmens i ha pogut extreure conclusions de les seves pròpies observacions, quines són les conclusions més destacables que ha pogut extreure? (Per exemple, segurament ha pogut observar l’efecte Wilson, la latitud on es desenvolupen les taques depenent del moment del cicle, la variació del nombre Wolf, etc). Mi especialidad en la observación del sol es exclusivamente fotográfica, no hago estadísticas del número de wolf ni otros fenómenos solares, me limito solo a la fotografía del sol. Què opina sobre el món aficionat de l’astronomia? I el seu futur? (Opinió personal) Quina relació hi ha entre l’astronomia professional i amateur en general? I respecte l’astronomia solar? Creo que nuestra afición es de las que mas están conectadas el mundo profesional y aficionado, siempre ha habido gran colaboración entre los dos mundos.

Treball de recerca

Pàgina 57

Conclusions

En aquest treball de recerca hem pogut veure de que tracta l’activitat solar, amb les seves

causes i conseqüències.

El primer que hem vist a la part més teòrica del treball és que el Sol és una estrella poc

coneguda astronòmicament, és a dir, el Sol té molts misteris encara no descoberts i per tant,

quan parlem d’activitat solar sempre poden haver-hi dubtes de les seves causes i les

conseqüències que té. Tot i així, s’ha de remarcar que cada vegada coneixem millor el Sol.

Pel que fa als efectes de l’activitat solar, s’han de tenir molt presents a l’actualitat ja que ara

estem en un màxim solar. En el treball hem vist que la radiació solar que arriba a la Terra

depèn de diversos factors, entre ells el Sol i la quantitat de radiacions que emet, però també la

posició i inclinació de la Terra respecte el Sol.

Ens podem qüestionar com ens afecta aquesta radiació a la Terra i la resposta és que de

diverses maneres. Per exemple, els canvis considerables de temperatura que han esdevingut al

llarg de la història de la Terra han estat provocats majoritàriament a causa de la quantitat de

radiació que ens arriba. Altres factors que podrien influenciar, com les erupcions volcàniques,

no tenen cicles definits que es van repetint i, per tant, no es tenen en compte per tal de

determinar les variacions de temperatura a la Terra al llarg de la història.

En aquest treball s’ha observat que una causa menys coneguda en l’escalfament global podria

tenir més pes del que se li dona actualment i que, fins i tot, podria ser la causa principal

d’aquest problema, a diferència del consens actual que defensa que l’escalfament global ha

estat causat per l’efecte hivernacle i les nostres emissions de CO2. Els arguments que es poden

trobar a l’apartat activitat solar ens condueixen a pensar que el canvi climàtic actual té els seus

orígens en un fenomen natural com és l’augment de radiació solar.

Per altra banda, l’activitat solar té un gran impacte en la tecnologia humana. Sobretot es

produeixen situacions d’alt risc per la tecnologia quan es produeix una CME. Els impactes

econòmics que podria causar una tempesta solar perfecte al món són immensos i per això

molts països s’estan preparant per la situació, com es pot observar a la legislació dels EUA. Cal

dir que tot i les inversions fetes per protegir les xarxes elèctriques i els protocols de les

empreses energètiques en cas d’alarma, és impossible assegurar que no hi hauria danys

irreversibles ja que dependria en gran mesura de la intensitat de la CME. Com a conclusió per

aquest apartat, cal remarcar el treball que estan duent a terme països com els EUA, però s’ha

de destacar que altres països no estan finançant aquests projectes, com el cas d’Espanya on,

segons el departament de protecció civil i emergències, la latitud on ens troben fa que ser

afectat per tempestes solars sigui bastant insòlit. Tenen raó en destacar que a aquestes

latituds les tempestes que poden afectar les xarxes elèctriques són bastant insòlites, però cal

recordar que la tempesta solar de Carrington va arribar a afectar latituds com Hawaii i

Panamà. Tot i així, és comprensible que en temps de crisi no s’inverteixi en projectes com

aquests, els quals tractarien d’invertir en empreses privades.

Si observem la part pràctica del treball el primer que podem observar es que s’han aconseguit

bons resultats sense amb un gran telescopi. La primera conclusió remarcable de la part

Treball de recerca

Pàgina 58

pràctica és que es pot observar el Sol amb quasi qualsevol telescopi. Com millor sigui el

telescopi més detalls es poden veure, com es pot observar a l’apartat “Comparació de dibuixos

solars”. Observar el Sol és una activitat molt assequible ja que un mateix es pot elaborar el seu

propi filtre solar amb una làmina Baader, que no deixa passar la gran lluminositat del Sol. Hem

vist també que el mètode més precís per observar és el mixte, encara que requereixi més

temps i amb alguns telescopis, com el fet servir per aquest treball, sigui inviable. Pel que fa a

les condicions d’observació de Barcelona ciutat, podem treure com a conclusió que són molt

dolentes. A l’estiu, el bon temps fa que es pugui observar la majoria de dies el Sol però la

tardor i el hivern dificulten molt l’observació diària. A més la turbulència de Barcelona també

és considerablement més dolenta que llocs allunyat de les gran ciutats. Si aquest treball

hagués estat realitzat a un poble i a una altura més alta, les condicions d’observació serien

millors i hi hauria més dies observats.

Pel que fa a les observacions fetes, hem pogut veure diferents coses. L’efecte Wilson,

l’evolució de les taques, les latituds( 10-25o Nord o Sud dels 6 mesos observats) de les taques

que estem en el mig d’un cicle solar, la rotació diferencial i la variació del nombre de Wolf són

les coses més destacables que s’han pogut observar. Tot i així, 6 mesos no són suficients per

treure conclusions fiables però si que es pot confirmar fenòmens que ja coneixíem.

El gener de 2013 s’han vist taques a diferents latituds, algunes latituds pròpies de altres

moments del cicle solar, això ens porta a pensar que aquest cicle no ha arribat encara al seu

màxim i que com ja estava previst arribarà aquest any. També ens obre la possibilitat

d’intentar respondre el perquè de l’aparició de taques a diferents latituds (baixes, mitjanes i

altes), però és un tema a tractar per professionals.

Personalment, crec que és molt important al iniciar-se a l’observació solar tindré alguna

persona o associació que et recolzi i t’ensenyi a observar adequadament. En el meu cas,

l’associació Aster em va proporcionar molta ajuda, inclús deixant-me fer servir el document

Excel fet servir al apartat “Coordenades i efemèrides”, el qual té una física massa avançada per

un alumne de batxillerat. A més un observador amateur de l’associació, en Jesús Blanco, va ser

de gran ajuda i va resoldre tots els dubtes que em sorgien al començar a observar.

Treball de recerca

Pàgina 59

Bibliografia

Plantilla amb graus sol (11/09/12)

ftp://howard.astro.ucla.edu/pub/obs/stonyhurst_disks

Activitat solar- tormentes magnètiques (11/09/12)

http://actualidad.rt.com/ciencias/view/45908-Actividad-solar-en-su-m%C3%A1xima-potencia-

ola-de-tormentas-magn%C3%A9ticas-%E2%80%98atacar%C3%A1%E2%80%99-Tierra

Tormentes solars i aurora boreal (11/09/12)

http://www.leycosmica.org/profiles/blogs/aurora-boreal-espana-2012-consecuencias-de-las-

tormentas-solares

Tot relacionat amb la part pràctica (11/09/12)

http://www.astrosurf.com/obsolar/inicio.html

Part pràctica, fitxes I dibuixos professionals (11/09/12)

http://sidc.oma.be/LatestSWData/LatestSWData.php

Part pràctica, fitxes, dibuixos i estadistiques nombre taques (11/09/12)

http://obs.astro.ucla.edu/cur_drw.html

Pàgina NASA sobre el sol amb notícies etc… (dues pàgines) (11/09/12)

http://sohowww.nascom.nasa.gov/

http://sdo.gsfc.nasa.gov/

Part pràctica, fotografíes de les taques (11/09/12)

http://www.spaceweather.com/

Filtres solars (12/09/12)

http://www.astrosurf.com/juliocesar/solar.htm

Telescopis solars professionals (12/09/12)

http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_solar

Part pràctica tot i filtres (12/09/12)

http://www.astrogea.org/divulgacio/sol_intro.htm

Filtres, observacions I taques (12/09/12)

http://www.astrosabadell.org/php/pdf/en/instruc_sol.pdf

Treball de recerca

Pàgina 60

Filtres (12/09/12)

http://www.aaa.org.uy/?p=1326

http://www.fractovia.org/astronotas/Articulos_observacion/sol.htm

Fotografies (12/09/12)

http://www.google.es/imgres?q=sol+filtro+baader&um=1&hl=es&sa=N&biw=1280&bih=709&

tbm=isch&tbnid=8dlReaSw9XPwYM:&imgrefurl=http://elguiadelcielo.blogspot.com/2011_11_

01_archive.html&docid=TwizVw0H-VMJCM&imgurl=http://2.bp.blogspot.com/-

zpVSyGDpdKs/TrbJj2NKnPI/AAAAAAAAAr8/32m6KctFEDM/s1600/2011_11_06.jpg&w=852&h=

819&ei=oNpPUIvQCOax0AX7lYGoAw&zoom=1&iact=hc&vpx=1010&vpy=320&dur=1174&hovh

=220&hovw=229&tx=102&ty=107&sig=113208794306477417843&page=1&tbnh=166&tbnw=

177&start=0&ndsp=15&ved=1t:429,r:9,s:0,i:101

http://www.google.es/imgres?q=sol+filtro+H+alfa&um=1&hl=es&biw=1280&bih=709&tbm=is

ch&tbnid=hetB5Wkw9i9aEM:&imgrefurl=http://www.planetario.gov.ar/astro_sol.html&docid

=LL3m1MikAuYBKM&imgurl=http://www.planetario.gov.ar/fotos%252520astrociencia/sol_1_s

eptiembre_2012_1.jpg&w=800&h=533&ei=tNpPUO-

jCuOm0QXG14HQBQ&zoom=1&iact=hc&vpx=195&vpy=311&dur=2724&hovh=183&hovw=275

&tx=217&ty=90&sig=113208794306477417843&page=2&tbnh=161&tbnw=225&start=15&nds

p=20&ved=1t:429,r:15,s:15,i:168

http://www.google.es/imgres?q=solarmax+telescope&um=1&hl=es&sa=N&biw=1280&bih=63

0&tbm=isch&tbnid=MvJfbsc1r8UEbM:&imgrefurl=http://www.meade.com/product_pages/co

ronado/scopes/solarmax_40.php&docid=jiAn_XIkpgF8-

M&imgurl=http://www.meade.com/product_pages/coronado/scopes/images/product_info_g

allery/scopes_full/solarmax_40_1.jpg&w=719&h=350&ei=nNtPULnnHejb0QWn6ICADQ&zoom

=1&iact=hc&vpx=468&vpy=262&dur=3007&hovh=156&hovw=322&tx=163&ty=114&sig=1132

08794306477417843&page=1&tbnh=87&tbnw=179&start=0&ndsp=18&ved=1t:429,r:2,s:0,i:7

9

Historia de l’observació solar (13/09/12)

http://horaultima.decoelum.net/espanol/historia-observacion-spots.html

http://www.tayabeixo.org/articulos/galileo.htm

http://www.parhelio.com/articulos/artichistoria.html

http://es.wikipedia.org/wiki/Thomas_Harriot (17/09/12)

http://es.wikipedia.org/wiki/Johannes_Fabricius (17/09/12)

http://es.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galilei (17/09/12)

http://es.wikipedia.org/wiki/Christopher_Scheiner (17/09/12)

http://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Wilson (18/09/12)

Treball de recerca

Pàgina 61

http://unesdoc.unesco.org/images/0008/000817/081712so.pdf (19/09/12)

Observació solar recent (14/09/12)

http://es.wikipedia.org/wiki/Astronom%C3%ADa#Astronom.C3.ADa_del_Sol

http://www.spaceweathercenter.org/sp/amazing_plasmas/01/01.html

http://www.esa.int/esaSC/120373_index_0_m.html

http://cintli.igeofcu.unam.mx/alara/libro/node18.html

https://sites.google.com/site/elsolnuestraestrella/observacion-solar

http://72.29.86.55/~aamorg/index.php?option=com_content&view=article&id=39:observatori

os-solares&catid=23:heliofisica&Itemid=56

http://www.sondasespaciales.com/index.php/Solar_Orbiter

http://link.springer.com/chapter/10.1007%2F3-540-53091-6_88?LI=true

http://bison.ph.bham.ac.uk/index.php?page=bison

http://gong.nso.edu/info/helioseismology.html

http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_espacial

http://es.wikipedia.org/wiki/SOHO

http://es.wikipedia.org/wiki/Sdo

http://es.wikipedia.org/wiki/Hinode

http://es.wikipedia.org/wiki/Misi%C3%B3n_Stereo

http://solarb.msfc.nasa.gov/

http://sdo.gsfc.nasa.gov/mission/spacecraft.php

http://stereo.gsfc.nasa.gov/

http://www.esa.int/esaSC/120373_index_0_m.html

Déu del sol asteca(15/09/12)

http://en.wikipedia.org/wiki/Huitzilopochtli

Heliosismologia (3/11/12)

http://bison.ph.bham.ac.uk/index.php?page=bison

http://ca.wikipedia.org/wiki/Heliosismologia

Treball de recerca

Pàgina 62

Fenòmens solars:

http://es.wikipedia.org/wiki/Fen%C3%B3menos_de_la_superficie_solar

Canvi climàtic - Activitat solar:

http://www.biocab.org/Temperature_and_Solar_Radiation_Spanish.html

http://es.wikipedia.org/wiki/Registro_de_temperaturas

http://es.wikipedia.org/wiki/Paleoclimatolog%C3%ADa

http://es.wikipedia.org/wiki/Cambio_clim%C3%A1tico#Variaciones_solares

http://es.wikipedia.org/wiki/Calentamiento_global

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_cycle

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_variation

http://www2.ine.gob.mx/publicaciones/libros/531/cap1.pdf

http://www.planetseed.com/es/relatedarticle/co2-y-el-cambio-de-temperatura

http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/734983.stm

http://www.newscientist.com/article/mg16622370.800-dont-blame-the-sun.html

http://en.wikipedia.org/wiki/Vostok,_Antarctica

http://www.homohominisacrares.net/php/articulos.php?num_revista=2&cod_articulo=22

http://plazamoyua.com/2007/12/04/temperaturas-medias-globales-graficos/

http://en.wikipedia.org/wiki/Global_warming#Solar_activity

http://en.wikipedia.org/wiki/Temperature_record

http://co2now.org/Current-CO2/CO2-Trend/

http://iopscience.iop.org/0004-637X/472/2/891/pdf/0004-637X_472_2_891.pdf

Instrumentació

http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_reflector

http://ca.wikipedia.org/wiki/Telescopi_refractor

http://www.opticateixido.com/documents/meteo/tele_cat.pdf

Afectes activitat solar a la tecnologia

http://www.proteccioncivil.org/clima-espacial

Treball de recerca

Pàgina 63

http://www.proteccioncivil.org/catalogo/naturales/climaespacial/index.html

http://www.foxnews.com/scitech/2010/06/10/electronic-armageddon-solar-flares-disaster/

-TIMOTHY FERRIS <Amenaza solar>. National geographic España , julio 2012.

Uvi:

http://www20.gencat.cat/portal/site/meteocat/menuitem.0733ee5bfae8638c5c121577b0c0e

1a0/?vgnextoid=d13c1337e5233210VgnVCM1000000b0c1e0aRCRD&vgnextchannel=d13c133

7e5233210VgnVCM1000000b0c1e0aRCRD&vgnextfmt=default

-Atlas del CIELO, un viaje entre estrellas y planetas para conocer el universo. Ed. Susaeta, 2004.

Treball de recerca

Pàgina 64