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La Tierra gira sobre su eje, dándonos la noche y el día, pero ¿qué pasa con otros objetos celestiales, como el Sol? En esta actividad, los estudiantes utilizarán imágenes reales de un satélite del Sol (el Observatorio de Dinámica Solar, SDO) para descubir que ¡el Sol rota alrededor de su propio eje! Para esto, usarán una técnica usada por primera vez por Galileo Galilei y aún utilizada por los astrónomos hoy en día: seguir el desplazamiento de las manchas solares. Observando los dibujos de Galileo, los estudiantes harán hipótesis sobre la naturaleza y el movimiento de las manchas solares. Para probar sus hipótesis y proporcionar evidencia de la rotación del Sol, se utilizará un conjunto de 27 imágenes consecutivas del SDO, tomadas a diario entre el 25 de noviembre y el 20 de diciembre de 2014, y que contienen una gran cantidad de manchas solares. Los estudiantes harán un análisis rudimentario para estimar el período de rotación del Sol (sin cálculos) siguiendo diferentes manchas solares. Finalmente discutirán y compararán sus hallazgos.
Esta actividad es parte del Manual de actividades de GalileoMobile y fue probada durante nuestras expediciones en la India y Uganda.
Idealmente, los estudiantes realizarán la actividad en parejas. Por lo tanto, para cada par se debe proporcionar un conjunto de:
Imprime las imágenes del Sol solo por un lado (dos imágenes por página), para que los estudiantes puedan extender fácilmente el conjunto de datos sobre la mesa.
Esta actividad también se puede realizar en computadoras abriendo las imágenes diarias del Sol en el Solar Monitor website, o abriendo las imágenes en formato PNG.
Si quieres mostrar una película animada de la rotación del Sol basada en el conjunto de datos que estás utilizando, necesitarás (ver la parte de Conclusion en la Descripción de la actividad):
Acerca del conjunto de datos SDO seleccionado para esta actividad.
El conjunto de imágenes que proporcionamos fue descargado directamente desde Solar Monitor website. Este conjunto de datos fue tomado cerca en el tiempo al máximo solar de 2013 y fue cuidadosamente elegido para mostrar un gran número de manchas solares, permitiendo a los estudiantes observar diferentes manchas solares y analizar y comparar sus resultados.
Siéntete libre de elegir cualquier otro conjunto de imágenes de este sitio web, siempre y cuando selecciones suficientes días consecutivos para cubrir, al menos, una rotación solar.
Es posible seguir el movimiento de las manchas solares durante días consecutivos utilizando un método llamado “proyección”, es decir, proyectando la imagen del Sol usando un solarscopio o un telescopio y una pantalla (ver página de AAS sobre seguridad ocular ). Este método presenta la ventaja de que los estudiantes puedan “sentir” la escala de tiempo de la rotación solar. Sin embargo, dependiendo de cuándo se realice la actividad con respecto al ciclo solar, podría no haber manchas solares o haber solo unas pocas, lo que podría no proporcionar suficientes datos para que los estudiantes puedan probar sus hipótesis.
Esta actividad brinda a los estudiantes la oportunidad de descubrir que incluso una estrella como el Sol gira, invitándolos a imaginar un Universo donde el movimiento y la rotación son omnipresentes. Ellos lograrán esto mediante:
Contenido factual/conceptual:
Habilidades del proceso científico:
Actitudes:
Los profesores deberían estar al tanto del dilema de Galileo sobre la naturaleza de las manchas solares, la naturaleza magnética posteriormente descubierta de las manchas solares, así como la rotación diferencial (no rígida) del Sol.
Aquí proporcionamos un breve resumen de la estructura del Sol, las observaciones históricas de Galileo, la naturaleza de las manchas solares, la rotación no rígida del Sol y una introducción al satélite.misión que produjo los datos utilizados en esta actividad. Al final de cada subsección, proporcionamos enlaces donde los profesores pueden leer más sobre estos temas.
El Sol es una gigantesca bola gaseosa compuesta principalmente de hidrógeno y helio. Debido a las temperaturas extremadamente altas en el Sol, los electrones pueden desprenderse de los núcleos de sus átomos y moverse libremente. Este estado de la materia se llama “plasma”. Dado que la materia del Sol está cargada, puede interactuar con los campos magnéticos.
El Sol se puede dividir en 5 capas: el núcleo, la zona radiativa, la zona convectiva, la fotosfera y la atmósfera. El núcleo es la capa más interna y es el lugar donde la energía se produce por fusión nuclear (~ 15 millones de °C). La zona radiativa se extiende desde el núcleo hasta aproximadamente el 70% del radio solar y aquí la energía se transporta principalmente a través de la radiación (los fotones son emitidos, absorbidos y re-emitidos continuamente). En la siguiente capa, la zona convectiva, la energía se transporta por convección (movimiento ascendente de materia caliente y movimiento descendente de materia fría, similar al hervor de una sopa). La fotosfera, a ~6000 °C, se encuentra justo encima de la zona convectiva. Dado que es la capa de la que proviene la mayor parte de la luz, la llamamos la superficie solar, aunque no podríamos mantenernos de pie en ella.
Más allá de la fotosfera encontramos la atmósfera solar, que está compuesta por otras dos capas: la cromosfera y la corona. La cromosfera es una fina capa gaseosa rojiza que se encuentra inmediatamente sobre okisuperficie solar. La corona es una atmósfera de plasma muy poco densa que se extiende millones de kilómetros en el espacio.
Visita el sitio web de Ciencia Solar de la NASA para obtener más información.
En 1612, Galileo Galilei apuntó un telescopio al Sol. Fue uno de los primeros en hacerlo, precedido por Thomas Harriott y Johannes Fabricius. Galileo sabía que si miraba directamente a través del telescopio, podría quemarse los ojos. Por eso, proyectó la imagen en una pantalla para hacer dibujos cuidadosos. En la época de Galileo, la gente creía que el Sol era un objeto inmóvil y perfectamente inmaculado. Para su gran sorpresa, vio manchas oscuras en el Sol. Estaba muy intrigado por la naturaleza de estas manchas, por lo que las observaba y dibujaba a diario para estudiarlas.
Visita el sitio web de Galileo de la Universidad Rice para obtener más información.
La naturaleza de las manchas solares permaneció como un enigma hasta 1905, cuando el astrónomo George Ellery Hale detectó intensos campos magnéticos dentro de estas regiones oscuras. Usando un espectroheliógrafo, descubrió que una propiedad de la luz (la polarización) emitida por el Sol cambiaba de una manera que está específicamente relacionada con los campos magnéticos. Hoy en día, los satélites como el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) están equipados con instrumentos especiales para detectar la ubicación de los campos magnéticos en el Sol e inferir su intensidad. La Figura 1 muestra dos imágenes del mismo día, obtenidas por SDO: una imagen en luz visible de toda la superficie solar y un mapa de la orientación y la intensidad de los campos magnéticos presentes en la superficie solar (magnetograma).
Las manchas solares se ven en la fotosfera como características oscuras en contraste con el resto de la superficie solar, porque la materia dentro de ellas es aproximadamente 2000 °C más fría que su entorno a ~6000 °C. Los intensos campos magnéticos son responsables de este enfriamiento. Dado que los campos magnéticos producen presión, el plasma dentro de las manchas solares es forzado a salir para mantener el equilibrio de presión entre la mancha solar (presión del gas más presión magnética) y el plasma circundante (presión del gas). Por lo tanto, el plasma dentro de las manchas solares es menos denso y un poco más frío (si comparamos el interior y el exterior de una mancha solar a la misma profundidad geométrica).
Las manchas solares suelen agruparse en grupos y viven entre varios días y varias semanas. Las manchas solares son dinámicas y evolucionan junto con el campo magnético: aparecen, cambian, desaparecen. El número de manchas también varía periódicamente con el tiempo junto con la intensidad del campo magnético del Sol, siguiendo el llamado ciclo de manchas solares de 11 años: cada 11 años, el número de manchas solares y la intensidad del campo magnético solar alcanzan un máximo (llamado “máximo solar”), seguido de un mínimo sin apenas manchas en el Sol. El conjunto de datos propuesto en esta actividad se elige cerca del máximo solar, con el fin de mostrar una gran cantidad de manchas solares.
Las manchas solares se encuentran en parcelas específicas, como las tormentas en la Tierra, y suelen ubicarse en franjas tanto en el hemisferio norte como en el sur. Las franjas en las que se forman las manchas solares se mueven desde las latitudes medias hasta casi el ecuador a lo largo del ciclo de manchas solares de 11 años. Ten en cuenta que las manchas solares individuales no cambian mucho en latitud, ya que solo existen durante unas pocas semanas. Se mueven hacia el ecuador las latitudes donde se forman nuevas manchas.
Imagen: Magnetograma solarVisita el sitio web del Centro Solar para obtener más información sobre magnetogramas solares.
Visita el sitio web del Observatorio de Dinámica Solar para obtener más información sobre las imágenes de la luz visible del Sol.
Al igual que la Tierra, el Sol tiene un polo norte y un polo sur, y gira alrededor de su eje. Desde la Tierra, el Sol gira alrededor de su eje aproximadamente una vez cada 27 días. El ecuador del Sol está casi en el plano de la órbita de la Tierra, y el polo norte del Sol están en la misma dirección que el polo norte de la Tierra. Visto desde arriba del polo norte solar, el Sol gira en sentido antihorario. La mayoría de las imágenes modernas del Sol están orientadas de manera que el norte solar esté arriba y, por lo tanto, las características en la superficie del Sol parecen moverse de izquierda a derecha a medida que el Sol rota. Ten en cuenta que los dibujos de Galileo de las manchas solares no están orientadas de esta manera.
Los objetos rígidos no cambian de forma (es decir, son no deformables). Por lo tanto, cuando los objetos rígidos giran, cada parte rota al mismo ritmo. Esto significa que cada parte del objeto se toma la misma cantidad de tiempo para completar un giro. Esto se llama rotación rígida. Esta es la razón por la cual cada punto en la Tierra tarda 24 horas en completar un giro.
En objetos no rígidos, es decir, objetos deformables, la rotación es diferente en diferentes partes del objeto. Este es el caso del Sol, ya que está compuesto por una materia gaseosa llamada plasma. Igual que el sol, la Tierra tiene un polo norte y un polo sur, y gira alrededor de su eje. Sin embargo, el plasma del Sol cerca del ecuador completa una vuelta completa en un poco menos de 27 días, mientras que el plasma cerca de los polos puede tardar hasta 35 días en completar una vuelta completa. Esto significa que el plasma rota a diferentes velocidades dependiendo de la latitud a la que se encuentra, en este caso, más rápido en el ecuador que en los polos. Esto se llama rotación diferencial.
Si mides la rotación de la Tierra midiendo los vientos o el movimiento de las nubes, descubrirás que la rotación de la atmósfera terrestre también varía con la latitud. Esto se debe a que la atmósfera es un gas y no un sólido. Vista desde el espacio, la atmósfera rota en menos de 24 horas en latitudes medias y en más de 24 horas cerca del ecuador. Llamamos a esto los "vientos del oeste" y "vientos alisios" respectivamente. La rotación diferencial no es un aspecto único del Sol, es común que cuerpos gaseosos en rotación, como las estrellas y los planetas gaseosos, tengan tasas de rotación diferentes en diferentes latitudes.
Visita el sitio web de Swinburn University Cosmos para obtener más información.
El Observatorio de Dinámica Solar (SDO) es una misión satelital de la NASA. Fue lanzado a una órbita alrededor de la Tierra en 2010 y ha estado observando el Sol desde entonces. El objetivo principal de SDO es estudiar la atmósfera solar para comprender mejor la relación entre los campos magnéticos solares y fenómenos energéticos a corto plazo como las llamaradas solares y eyecciones de masa coronal.
Visita el sitio web del Observatorio de Dinámica Solar para obtener más información.
Para obtener más información sobre el ciclo solar, visita el sitio web de Ciencia Solar de la NASA y este video de YouTube
Pregúntale a los estudiantes:
¿Crees que el Sol está rotando sobre su eje, como la Tierra, o está tranquilo en reposo?
Háblales de la primera observación del Sol de Galileo.
Galileo Galilei fue uno de los primeros astrónomos en apuntar un telescopio al Sol, en 1612 (precedido por Thomas Harriott y Johannes Fabricius). En la época de Galileo, la gente creía que el Sol era un objeto perfectamente liso y puro, pero para su gran sorpresa, Galileo observó manchas en el Sol e hizo los dibujos mostrados en la Fig. 2. Estaba muy confundido por la naturaleza de estas manchas...
Formular hipótesis
Una hipótesis es una explicación adivinada sobre un fenómeno. En nuestro caso, el fenómeno son las manchas solares y su aparente desplazamiento a través de la superficie del Sol.
Pide a los estudiantes que propongan varias hipótesis sobre las manchas solares y las causas de su movimiento aparente. Guíalos hacia las siguientes:
¿Son las manchas solares...
Ayuda a los estudiantes a comprender que H1 y H2 no implican que el Sol esté rotando, ya que los planetas o las nubes podrían moverse independientemente.
Nota sobre H3: Los estudiantes podrían pensar que el desplazamiento de las manchas se debe a la rotación de la Tierra (sobre su eje), desde donde observamos el Sol. Podemos descartar este efecto realizando el siguiente experimento. Haz que los estudiantes giren lentamente sobre sí mismos mientras se enfocan en un objeto fijo distante, como la pizarra o tu nariz. Al girar, se darán cuenta de que el objeto no cambia de posición con respecto a su entorno; al igual que la rotación de la Tierra no hace que las manchas se muevan en el Sol. Aunque la revolución de la Tierra tiene un efecto (ver Discusión en la Parte 3), su período es demasiado lento (365 días) para poder explicar el movimiento mucho más rápido de las manchas (ver los dibujos de Galileo, ¡hecho solo a lo largo de 3 días!).
Demostrar hipótesis basándonos en observaciones
Para probar sus hipótesis, los estudiantes necesitarán examinar el Sol con mayor detalle y durante más días. Utilizaremos un conjunto de imágenes del Sol tomadas en diciembre de 2014 por el satélite Observatorio de Dinámica Solar (SDO), de la NASA.
Puedes darles pistas haciendo preguntas como:
Pide a los estudiantes que compartan sus observaciones y argumentos entre ellos y que los escriban en la pizarra. Guíalos hacia lo siguiente:
Hemos destacado las palabras “muy probablemente”, ya que los estudiantes deben ser conscientes de que en la ciencia nunca podemos probar una hipótesis y estar 100% seguros al respecto. Todo lo que podemos hacer es obtener más evidencias...
Puedes preguntar a los estudiantes:
Para obtener más evidencia, nos gustaría “ver girar el Sol”, lo cual es difícil en imágenes fijas. ¿Pero qué podríamos hacer para animar todas las imágenes electrónicas?
Frente a los estudiantes, puedes compilar rápidamente todas las imágenes SDO en una película. Esto les permite ver y “sentir” la rotación del Sol. Utiliza el software gratuito SalsaJ y sigue los pasos enumerados aquí (ver Cómo crear una animación con varias imágenes)
Ten en cuenta que , incluso con la película, no podemos descartar estrictamente la hipótesis H2. Los puntos podrían ser realmente nubes moviéndose debido a corrientes atmosféricas circulatorias que discurren paralelas al ecuador, como ocurre en Júpiter, por ejemplo. Sin información sobre el campo magnético o la temperatura de la superficie solar, es imposible conocer con mayor precisión la naturaleza de las manchas solares (que es magnética, como se muestra en la Fig. 1) y, por lo tanto, discriminar entre esas hipótesis.
Estimar el período de rotación del Sol
Esta parte de la actividad trata de estimular la creatividad de los estudiantes y llevarlos a una comprensión intuitiva del proceso de medir un período de rotación. Para una mayor rigurosidad en el cálculo del período de rotación del Sol utilizando cinemática, visite la actividad hermana Medir el período de rotación del Sol .
Principalmente, los estudiantes seguirán una mancha que se mueva por casi todo el disco visible (o al menos la mitad de él). Dado que este movimiento corresponde solo a la mitad de la vuelta completa alrededor del Sol, deben multiplicar el número de días que obtengan por 2, para obtener el número de días que necesitaría la misma mancha para completar un giro completo (o por 4 si siguieran el movimiento de una mancha a través de la mitad del disco visible, que equivale a un cuarto de giro). Sus resultados podrían variar entre 24 a 32 días.
Dirije una discusión en clase sobre las razones de la discrepancia entre los resultados.
Esta discusión debería hacer que los estudiantes sean conscientes de que su método solo proporciona estimaciones aproximadas. Por ejemplo, podrían olvidar tener en cuenta el tiempo que tomó el punto desde el borde izquierdo (donde la mancha es todavía invisible) hasta su primera posición visible (o desde la última posición visible hasta el borde derecho), y este “tiempo perdido” es difícil de estimar.
Finalmente, explica a los estudiantes la naturaleza gaseosa (es decir, no rígida) del Sol y la posibilidad de que todas las manchas solares no giren exactamente a la misma velocidad.
Conclusiones
Pide a los estudiantes que reflexionen sobre su descubrimiento y compartan sus preguntas en clase:
Para demostrar que los cuerpos celestes en rotación son comunes, también puedes mostrarles videos de YouTube sobre la rotación de los planetas en el sistema solar (ver estos videos de rotación de Marte, o Rotación de Júpiter ).
Llévalos a comprender que el Cosmos es un lugar inquieto donde el movimiento es natural y omnipresente. (Este movimiento de rotación omnipresente en el Cosmos realmente da más fuerza a la hipótesis de que el sol está rotando, H3).
Además de las discusiones en clase en vivo, proponemos, por ejemplo, las siguientes alternativas para evaluar cómo los estudiantes han comprendido la metodología científica detrás de esta actividad basada en la investigación.
Cada grupo podría hacer un:
La primera opción presenta la ventaja de ser factible en clase y fomenta más interacción dentro de los grupos de estudiantes.
Para probar si la actitud de los estudiantes ha cambiado entre antes y después de la actividad, proponemos hacer que dibujen el Sol antes y después de la actividad y escriban una frase en sus dibujos sobre “Lo que pienso del Sol / Cómo veo al Sol”.
Esta actividad se ajusta al marco de un currículo de ciencias en la medida en que ilustra la naturaleza inquisitiva de la ciencia. Al promover la visión de un Cosmos en movimiento natural, esta actividad también es una actividad introductoria adecuada en los primeros capítulos de un curso de Física, al presentar el tema del Movimiento. Basado en la idea de que el movimiento es natural, a diferencia del reposo, los estudiantes estarán mejor preparados para comprender las leyes de movimiento de Newton.
En la sección "Información de fondo" se incluyen enlaces adicionales para obtener más información sobre el Sol.
Excelente libro gratuito en línea en formato PDF sobre Astronomía: Open Stax Astronomy, que incluye un capítulo sobre el Sol, el ciclo solar y el magnetismo.
