1. El Sol
Antonio Dalmau Cam

2. Temario
 Ubicación del Sol en nuestra galaxia
 Estructura solar
 Manchas solares

3. Ubicación del Sol en nuestra
Galaxia

4. Estructura

5. Fotosfera
La luz de esta “delgada” (~ 500 Km.) capa del Sol es la que vemos
desde
Tierra. Aparentemente la superficie del Sol es lisa y de un brillo uniforme,
pero al hacer una ampliación descubrimos que tiene granulaciones.
La estructura de las granulaciones
se debe a las corrientes de convección

6. Fotosfera
Ya que la estructura
granular de la fotosfera
se debe a las corrientes
de convección, es de
esperar que cambien
con el tiempo, tal como
se muestra en el video.

7. Cromosfera
Con un filtro especial (filtro Hα que bloquea el resplandor de la fotosfera) podemos observar
la cromosfera sin depender de los eclipses.
Durante un eclipse total de Sol se aprecia la cromosfera
como regiones rojas que rodean al disco solar.
Detalles de la cromosfera en
un eclipse total de Sol.

8. Corona
Es una de las capas más calientes del
Sol (orden de los millones de grados
kelvin).
El coronógrafo es un aparato que tapa
el disco solar permitiendo ver la
Corona sin necesidad de un eclipse.

9. Corona
La Corona vista en
Rayos X.
Note como se forman
unos lazos en las
zonas más brillantes.

10. Manchas Solares
Las manchas solares son regiones oscuras que aparecen en la
fotosfera, cada cierto tiempo hay un máximo de estas manchas.
Este máximo de manchas solares ocurren aproximadamente cada 11 años.

11. Manchas Solares
Una mancha solar
tiene 2 regiones:
Penumbra y Umbra
Son de un color oscuro
porque son regiones
frías de la Fotosfera.
Temp. Fotosfera = 6000K
Temp. Mancha = 4000K

12. Con el paso del tiempo (días o semanas) una mancha solar
cambia de forma hasta finalmente desaparecer.

13. Manchas Solares
Rotación de Manchas Solares
Imágenes tomadas por el Telescopio Celestron
en la Facultad de Ciencias. Verano 2000

14. Manchas Solares
Rotación diferencial
El Sol al ser una esfera
gaseosa gira a diferentes
latitudes. (Carrigton 1859)
La rotación a 75º del ecuador
solar es de 33 días.
La rotación cerca de los
polos puede ser mayor a
35 días.

15. ¿Por qué estudiar al Sol?
Eyección de Masa Efecto Zeeman
Coronaria (CME) Aurora
Daños a satélites y transformadores

16. Recomendaciones para ver al
Sol
 Utilizar dos métodos para observar:
Proyección por ocular
Filtro protector.

17. Proyección por ocular
Disco solar proyectado

18. Filtro solar
Filtro solar