exposicion resultados

Empleando el método descrito con anterioridad, he obtenido las dimensiones de la mancha principal, (fotografía n: 1) en forma de elipse, que a continuación expongo en la Tabla 1. La cifra que figura entre paréntesis es la cantidad que una vez sumada a la medida, da la cota superior más baja que con la precisión comentada he calculado.

Semiejemenor

6.676"(0.24")

23'54.93" (51.59")

4841 (174)

Semiejemayor

16.332"(0.90")

58'30.1" (3'13.45")

11845 (652)

Estas dimensiones de la mancha equivalen a una superficie angular, respecto del centro de sol, de 1399 segundos de arco cuadrado, o lo que es lo mismo, 118.399 millonésima de superficie del disco solar.

Aplicando el programa ya descrito en el apartado de metodología, para el cálculo de las relaciones entre la superficie ocupada por la umbra y la penumbra, los resultados obtenidos son los expuestos a continuación.

Si bien la umbra presenta un aspecto muy irregular, por justificaciones que más adelante expondré, he ajustado su superficie a una elipse. Para ello tracé una imaginaria curva elíptica entorno a ella y elegí los puntos que consideré corresponden a los vértices de la misma. Por la propia forma de construcción, carece de sentido estimar un error a esta medición. Con todo ello las dimensiones de la elipse que circunscribe la umbra tiene los siguientes valores en kilómetros; semieje menor 2013 y semieje mayor 4384. Con estas dimensiones se obtienen unos valores superficiales relativos de;

Una vez analizados todos los perfiles fotométricos realizados sobre la mancha, el resultado obtenido en intensidad, es el siguiente, teniendo en cuenta que el rango dinámico de la imagen es de 0 a 255 cuentas

Aplicando la ley de Stefan-Boltzman a los valores de fotosfera, umbra y penumbra de cada corte realizado, y calculando las medias de todas las temperaturas obtenidas, asumiendo que el valor en la fotosfera es de 5785 K, resultan las siguientes temperatura efectivas medias:

Figura n: 1 Esta gráfica representa el perfil de temperaturas que presenta la mancha principal, realizando un corte paralelo al limbo (posición heliográfica 85:25'), y que la atraviesa por su mitad. Se aprecia con toda claridad tanto la umbra como la penumbra. Destaca lo abrupto que resulta el paso de umbra a penumbra, ya que se observan entre ellos zonas de temperatura fotosférica, que identifico como "puentes de luz" que están comenzando a disociar la mancha. La intensidad de la fotosfera (que tiene una temperatura asociada de 5785 K), ha sido medida lo más lejos posible de la mancha, pero a la misma distancia heliocéntrica. Las temperaturas, obtenidas empleando la ley de Stefan - Boltzman tienen un error comprendido entre 37 y 41 K, siendo el mayor, para la medida de más baja temperatura.
La flecha superior señala el tamaño que presenta la mancha en el eje mayor de la elipse.

Los contrastes entre umbra - penumbra, umbra - fotosfera, y penumbra - fotosfera, los he calculado para cada corte realizado paralelo al limbo. Por motivos que más tarde comento, que son el hecho de que la fotosfera se ve afectada por la variación centro - borde, mientras que la umbra y penumbra no, cabría esperar que los contraste respecto a la fotosfera fuesen disminuyendo a medida que nos aproximamos al limbo, mientras que el de umbra - penumbra se mantiene constante. No obstante, dada la 'pequeña' dimensión de la mancha , y su localización, el hecho de la variación no provoca que este efecto se note. El conjunto de contrastes obtenidos de todos los cortes, no presentan ningún comportamiento interesante, salvo pequeñas diferencial sin ninguna correlación. Los resultado obtenidos son:

Aprovechar la existencia de otra mancha en otra posición heliográfica para ver como varía el contraste con la posición, carece de sentido, ya que además de no ser la misma mancha, es muy diferente, con lo cual la comparación de los datos obtenidos incluiría otros factores además de la posición en si respecto del limbo.

Dado que la mancha se encuentra cercana al limbo, resulta de interés el estudio de posibles asimetrías de la misma, que pudieran darnos información sobre su estructura tridimensional. Es decir, si presenta o no el llamado efecto Wilson (descubierto en 1769 por Wilson ) . Si bien el conjunto de toda la mancha presenta un forma de elipse claramente marcada, la gran irregularidad de la umbra, que tiene un gran número de fibras brillantes invadiéndola, hace difícil en un principio distinguir la presencia de dicho efecto. No obstante los cortes realizados perpendicularmente al limbo solar ponen en evidencia que el efecto Wilson se aprecia en esta imagen, como se observa en la figura n:2

Figura n: 2. Se trata de un corte perpendicular al limbo solar que cruza la mancha paralelamente a su eje menor, siendo el lado izquierdo de la misma la zona más cercana al limbo. Las tres temperaturas señaladas corresponden al valor de la fotosfera, penumbra y umbra. Cabe comentar dos cosas. En primer lugar y de forma más llamativa , destacan la gran presencia de fibras de temperatura igual y muy superior a la de la fotosfera que invaden la zona que corresponde a la umbra, llegando a superar los 6000 K. De forma intercalada tenemos fibras más frías que profundizan hasta valores de umbra. Por otra parte se puede observar, (señalado con flechas), como la penumbra (5389 K ), localizada más cerca del limbo (izquierda), es claramente más ancha que su opuesta. A pesar de lo claramente irregular que es la mancha, y de la gran cantidad de fibras fotosféricas que la invaden, este fenómeno puede identificarse como el efecto Wilson.
La penumbra no presenta una superficie homogénea. Por lo contrario, posee un tejido fibrilar de carácter radial. Como la forma de la mancha es irregular, las dimensiones longitudinales de estas fibras son muy diversas, y se pueden estimar teniendo en cuenta el tamaño de las elipses que representan la umbra y la mancha total. De esta forma obtenemos un tamaño comprendido entre los 2800 y 9800 km.

Las gráficas 3.a y 3.b representan sendos cortes paralelos al limbo solar, realizados sobre la penumbra. El primero de ellos en la zona más próxima al limbo, y el segundo al centro del disco. Se observa como el perfil 3.a está invadido por fibras brillantes de intensidad fotosférica e incluso mayor, cuya anchura es del orden de 0.94" (1), 0.42" (2), 0.79" (3) . Estos datos se obtienen realizando ajustes gausianos que tienen un offset de 5431 K, es decir aproximadamente sobre el valor medio de la penumbra. El corte 3.b, presenta irregularidades y oscilaciones, tendiendo claramente a disminuir la temperatura cuanto más alejados nos encontramos de la fotosfera circundante, pero carece de las brillantes fibras que caracterizan el corte 3.a. Por otra parte, cabe destacar que el tránsito de fotosfera a umbra se realiza de forma mucho más abrupta y marcada en el corte más cercano al centro del disco solar.

Análisis similares realizados a otros cortes sobre la penumbra, revelan que la anchura de sus fibras oscila entre 0.42 " y 0.67 ", lo que equivale a unas dimensiones de 298 a 475 km.

Figura 4. Se trata de un corte realizado sobre la umbra de la mancha principal. En le podemos observar que su estructura no es uniforme, ya que presenta fibras con temperatura muy superior a la media de esta zona. Destacan dos de ellas con temperaturas y anchuras de 5000 k 0.35" (1) y 4800 K =0.34 ". el ajuste de las gausianas se situa sobre una base de 4543 K, ligeramente superior a la media asignada a la umbra.

El estudio de las manchas secundarias de la imagen, revela que poseen una intensidad superior a la de la umbra de la mancha principal. En principio, si asumimos que la intensidad de las manchas también se ve afectada por la variación centro - borde, asunto que más tarde veremos que no es así, dado que la fotosfera que rodea a la mancha más cercana al limbo, es de menor intensidad, aplicando la ley de Stefan - Boltzman obtendríamos una temperatura considerablemente mayor a la asignada a la mancha principal. No obstante, aún considerando que no ve disminuida su intensidad por el efecto de la variación centro - borde, dado que su intensidad absoluta es superior a la de la umbra de la mancha mayor, se puede concluir con toda seguridad que su temperatura efectiva es superior.

La mancha más cercana al limbo carece totalmente de una estructura clara de umbra - penumbra, mientras que la inferior si tiene una ligera penumbra incompleta. Dado que esta se encuentra en una posición heliográfica similar a la mancha central del estudio, si tiene sentido obtener sus temperaturas de forma análoga a la gran mancha, obteniendo los valores de 511 1 43 y 5515 1 46 K.

Asumiendo que todo el conjunto de manchas, visible en la imagen, se comporta como un grupo que todo él evoluciona en fase, motivado por argumentaciones que más tarde expondré referente a la mancha principal y al campo facular, me inclino a pensar que el grupo se encuentran en su etapa de desaparición. Presenta distinto estado evolutivo , una sola con umbra, otra con algo de penumbra y la principal con su estructura completa. Esto se puede deber a que hayan tenido distinto tamaño, sin olvidar que existen estudios (McIntosh 1981) que avalan la existencia de machas sin penumbra de unas dimensiones de hasta 11000 km de diámetro.

En primer lugar cabe destacar, que a la vista de la imagen, parece ser que las fáculas no son visibles en el borde más cercano del limbo. No obstante esta afirmación resulta un tanto gratuita, ya que del estudio de tan sólo esta imagen no se puede inducir dicha conclusión, siendo para ello necesario observar la evolución en el tiempo, y en consecuencia a lo largo de disco solar, de esta misma zona.

Figura 5. La gráfica corresponde a un corte realizado sobre una zona facular localizada a una distancia angular de limbo de 3:2' (ángulo solar) En el apreciamos un conjunto de cuatro fáculas con la siguientes características de temperatura máxima y anchura: 5880 K 0.53" (1), 5981 K 0.44" (2), 6013 K 0.30" (3), 6068 K 0.31" (4) . Los ajustes tienen un offset de 5758 K, lo cual sitúa a las fáculas sobre una zona de temperatura claramente fotosférica.

Mis esfuerzos para encontrar una correlación clara entre distintos parámetros fue infructuosa..

No he hallado ninguna relación entre ángulo heliocéntrico y anchura o dicho ángulo y la intensidad de las fáculas. De igual modo, entre estos últimos parámetros, anchura e intensidad, no pude observar ninguna correlación. Tan poco encontré nada de interés tras estudiar las posibles dependencias, tanto de anchura como de intensidad, frente a la distancia a la umbra de la mancha en descomposición que rodea. El estudio de la posible relación entre anchura e intensidad de fáculas, que por encontrarse muy próximas entre si, se podían considerar con ángulo heliocéntrico idéntico, no ofreció ningún resultado de interés.

Lo que sí se puede decir es que presentan una anchura comprendida entre 0.28" y 0.93", lo que equivale a un rango en kilómetros de entre 200 y 660 La temperatura más elevada, es decir la zona de mayor intensidad , superan los 6060 K, lo cual supone una diferencia de temperatura con la fotosfera circundante de más de 275 K. La relación de intensidad mayor entre las fáculas y la fotosfera es de 1.48 si bien el valor medio es de 1.1

Empleando la metodología ya descrita para estudiar la variación centro - borde, los resultados obtenidos son los que se muestran en la figura 6 .

Figura 6. Esta gráfica es una representación de la variación centro borde, que como se puede comprobar, se aprecia con toda claridad. El corte atravesaba la mancha, pero para evitar la introducción de errores que suponía su presencia, como se observa en el 'hueco', la he eliminado.

En el eje horizontal figura el coseno del ángulo heliocéntrico, siendo la intensidad de la imagen el eje vertical.

El resultado del ajuste realizado es el siguiente; I = 90.00 +1635.59m-11201.60m².