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Manchas Solares
Por:Orlando Troncoso
Una mancha solar típica consiste en una región central oscura (la umbra), rodeada por una penumbra mas clara. La umbra y la penumbra parecen oscuras por contraste con la fotosfera más brillante, porque están mas frías que la temperatura media fotosférica.
Las manchas solares varían de tamaño entre poros diminutos del tamaño aprox. de gránulos individuales ( 1.000km. aprox.), que parecen como puntos oscuros dentro de la penumbra y estructuras complejas de varias decenas de miles de km. de diámetro, estas normalmente aparecen en parejas o grupos, siendo relativamente poco frecuente las manchas aisladas. Las observaciones magnetográficas ponen de manifiesto claramente que las manchas solares son la sede de intensos campos magnéticos y que una mancha solar típica consiste en dos manchas de polaridad magnética opuesta, una norte y otra sur. La primera mancha de la pareja, en términos de la dirección de la rotación solar, se llama mancha “delantera” o mancha p (preceeding), mientras que la otra se conoce como “trasera” o mancha f (following). Con poquísimas excepciones todas las manchas delanteras de grupos bipolares en un hemisferio tienen la misma polaridad magnética, mientras que todas las manchas delanteras del otro hemisferio tienen la polaridad opuesta; de forma similar las manchas traseras de ambos lados del ecuador tienen polaridades opuestas,(ver Fig.1)
Fig. 1
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Que observamos
Por: Orlando Troncoso
En estos momentos las actividades de observación en ondas de radio están dirigidas hacia dos objetos emisores que son, Júpiter y el Sol, y la razón de ello es simple, por un lado son objetos relativamente cercanos y además los equipos que tenemos captan dichas emisiones en el rango de frecuencia entre 18Mhz. y 27Mhz. Estas frecuencias son optimas para la observación de Júpiter y en el caso del Sol también funciona, pero este cuerpo también emite en todas las demás frecuencias y más altas, pero por un asunto de capacidad de los receptores por el momento nos concentramos en este rango.
En el caso especifico de Júpiter antes de realizar una observación, vemos una tabla de pronostico mediante un software para una fecha determinada y de acuerdo a ello sabemos si habrá o no una alta probabilidad de emisión de radio, este software lo que hace es acelerar los movimientos de Júpiter y su luna Io y de acuerdo a ciertas posiciones las probabilidades serán mas o menos altas, de todas formas la observación se realiza igual. En el caso del Sol esto difiere, ya que no hay una tabla de pronostico que nos indique si las probabilidades de emisión de ondas de radio serán altas, aquí las emisiones son aleatorias, por lo tanto las observaciones se realizan esperando que ello ocurra.
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Nuestras Primeras Observaciones
La Primera Emisión Joviana Recibida en Pochoco
Por: Orlando Troncoso
Cuando fue creado el Departamento de Radioastronomía de ACHAYA, los primeros trabajos fueron de calibración de los equipos, además de interiorizarnos en los programas que servirían para registrar las señales del planeta Júpiter, teníamos en mente la teoría pero no se tenia ninguna emisión Joviana recibida en nuestro Observatorio de Pochoco en toda la historia de nuestra Asociación, es así, como a los seis meses de comenzar nuestra labor, tuvimos la fortuna de poder escuchar las primeras emisiones Jovianas recibidas en nuestras instalaciones, esto ocurrió el 5 de Junio del 2004.
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