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Sol incandescente

Os dejo un vídeo en el que podemos ver el Sol de una nueva y bella manera.

Las fotos originales se han realizado  en la longitud de onda de 171 Angstrom (radiación ultravioleta extrema). Esta longitud de onda nos muestra el plasma en la atmósfera solar, llamada la corona, que está alrededor de 600.000 grados Kelvin. Los bucles representan el plasma producido  por los campos magnéticos. Dichos bucles se concentran en “regiones activas”, donde los campos magnéticos son más fuertes. Estas regiones activas suelen aparecer en la luz visible como manchas solares. 

Este video representa 24 horas de actividad el 25 de septiembre de 2011. 

El descubrimiento de los Púlsares (Parte 3). La Distancia del Púlsar

En la anterior entrada de esta serie había quedado ya claro que no eran señales de “hombrecillos verdes”. Ahora quedaba ver lo lejos o cerca que estaba.

El equipo de Cambridge procedió a realizar algunas mediciones, para lo cual se sirvió de dos radiorreceptores que funcionaban a la vez pero con frecuencias distintas. Los impulsos observados en las dos frecuencias llegaban en tiempos diferentes; es decir, un mismo impulso que viajara en la onda más larga, llegaba después que si lo hiciera en la más corta. De este modo, la asincronía entre las dos señales mostraba que las radiofrecuencias viajaban por el espacio interestelar a distintas velocidades, un efecto llamado dispersión (que se ampliará en una sección posterior).

Si el espacio estuviera realmente vacío, todas las ondas de radio viajarían a la velocidad de la luz; sin embargo el espacio interestelar no está vacío: contiene plasma, gas de baja densidad en el que hay electrones libres, y, a causa de esto, las ondas de radio que se mueven a través de él (en especial las largas) ven frenada su velocidad – la de la luz – en muy pequeña pero perceptible proporción.

Plasma

La cantidad de velocidad que pierden las ondas de radio depende de  la densidad de los electrones en el plasma. En el espacio interestelar suele ser 2,54 centímetros por segundo de los 300.000 kilómetros por segundo de la velocidad de la luz. La diferencia de tiempo así originada en la recepción entre los impulsos captados en las diferentes longitudes de onda se llama “medida de la dispersión“, y depende del cuadrado de la densidad de electrones multiplicado por la distancia de la estrella. Dando un valor determinado a la densidad de los electrones en el espacio (ya había sido estudiada anteriormente por otros medios), los astrónomos pudieron calcular la distancia de la radiofuente pulsante en unos doscientos años luz, situándola así entre las estrellas y no junto al Sistema Solar o completamente fuera de la Galaxia. Aunque es mínima la reducción que el plasma ejerce en la velocidad lumínica de las ondas de radio, las distancias que éstas recorren es tan grande que la diferencia de velocidad produce una asincronía mensurable de, por lo general, un segundo.