El proyecto SUN (Students Understanding Nature) es una iniciativa del Proyecto GENESIS de NASA. El experimento que propone consiste en tomar medidas diarias de la irradiancia solar (cantidad de energía recibida en la Tierra por unidad de tiempo y de superficie) en los rangos visible y UV del espectro.

La idea del proyecto es situar estaciones de observación de este tipo en numerosos lugares alrededor de la Tierra. El objetivo es acumular datos que permitan avanzar en el conocimiento de las variaciones a largo plazo de la energía solar recibida, discriminando entre cambios reales de la emisión procedente del Sol y cambios producidos por la localización, los efectos atmosféricos y/o la influencia humana.

Muchas parejas de radiómetros están situadas en escuelas, colegios o institutos: la instalación, manejo y mantenimiento de los instrumentos por los estudiantes y profesores favorece su acercamiento a la Física Solar a través de su contribución a un experimento de ámbito mundial.

Durante un día normal de observación se registra un dato de insolación (irradiancia visible) y otro de irradiancia UV cada varios minutos (típicamente tres).

Bajo la coordinación de los doctores Manuel Vázquez Abeledo y Antonio Jiménez Mancebo, el IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) se encuentra involucrado en el proyecto SUN y participa activamente en el mismo. Actualmente hay en el Instituto dos parejas de radiómetros, una colocada en la sede central y otra que será próximamente ubicada en el Observatorio del Teide.

Las gráficas mostradas a continuación han sido obtenidas en el IAC y son típicas de un largo día de observación sin nubes. Obsérvese que las dos curvas no presentan la misma pendiente, anchura ni posición del máximo de irradiancia.

Los responsables del proyecto en el IAC cedieron amablemente la segunda pareja de radiómetros a la expedición SHELIOS '99. La idea inicial era tomar medidas durante al menos algunas horas del día anterior al eclipse, ya en el lugar de observacioón, con objeto de caracterizarlo. Diversos problemas logísticos y técnicos impidieron el registro de datos válidos durante el 10.08.99.

Sin embargo, el 11.08.99 los instrumentos comenzaron a medir cerca de las 6 h TU, obteniéndose dos series de datos (visible y UV) tomados cada 3 minutos, de unas 3.5 horas de duración. Estas secuencias están afectadas de una variación de carácter periódico, probablemente debida a problemas de estabilidad de la corriente eléctrica (difícilmente evitables en un experimento de campo), a las que se superponen disminuciones de irradiancia debidas a la presencia de algunas nubes.

Unas 2 horas después de la totalidad sólo fué posible registrar otras dos series del mismo tipo de unos 30 minutos de duración, con problemas similares a los anteriormente citados.

No se muestran estas gráficas por el momento, ya que será preciso un tratamiento previo de los datos para intentar aislar la señal real que, por falta de tiempo, aún no ha podido ser realizado.

El principal objetivo era obtener datos con un muestreo temporal de 1 segundo antes, durante y después del eclipse. A las 09:34:30 TU (unos 30 minutos antes del comienzo de la parcialidad, es decir, unas 2 horas antes del comienzo de la totalidad) se inició la adquisición de datos de estas características durante un tiempo total de 4 horas.

A pesar de las dificultades mencionadas, la mayor resolución temporal de estas series permite esperar la obtención de resultados válidos a partir de las mismas.

Las siguientes gráficas muestran las variaciones registradas en visible y UV, con los datos originales (sin recibir aún ningún tipo de tratamiento). Las líneas de puntos indican los instantes de primero, segundo, tercer y cuarto contactos (T1 = 09:58:22.4 TU, T2 = 11:22:53.0 TU, T3 = 11:25:04.4 TU y T4 = 12:43:11.4 TU).

En el intervalo de tiempo entre T2 y T3 (totalidad), sólo la corona solar permanece visible. Dado que la mayor parte de la radiación solar UV procede de esta capa, es esperable que el decrecimiento de la irradiancia UV no sea tan acusado como el de la insolación, hecho efectivamente observado en las gráficas. Las curvas de irradiancia muestran una fuerte asimetría antes y después de la totalidad.

Los descensos de irradiancia respecto a su valor máximo previo al eclipse son, respectivamente, de un 0.11 % y un 0.86 % para el visible y el UV, es decir, casi un factor 10 menor la disminución en UV. Además, la variación relativa UV es más lenta, como se aprecia en la figura inferior.

En un futuro próximo se analizarán con mayor detalle estos datos, teniendo en consideración posibles errores e imprecisiones, especialmente de origen instrumental, que actualmente se están obviando.

Esperamos que estas medidas contribuyan a enriquecer la ya ingente cantidad de información observacional relativa al último eclipse total de Sol del milenio.

El proyecto TECONET '99 (Trans-European Coronal Observing NETwork) es una iniciativa del Grupo de Trabajo número 7 de JOSO (Joint Organization for Solar Observations), coordinada por el Dr. F. Clette, del Departamento de Física Solar del Real Observatorio de Bélgica.

Esta red ha organizado la obtención de medidas polarimétricas de la corona solar por distintos grupos de observadores situados a lo largo de la banda de totalidad, proponiendo una instrumentación bastante sencilla y muy similar para todos, con el propósito final de publicar trabajos científicos firmados por el conjunto de participantes, procedentes de toda Europa.

Detalles sobre el instrumental y objetivos científicos del experimento.

A modo de resumen citaremos aquí el instrumental utilizado por nuestro grupo:

1) Un telescopio Schmidt-Cassegrain Celestron de 20 cm. de diámetro que actuó solamente como soporte y guiado.

2) Un conjunto de:

• Cámara CCD (PULNIX TM 765, 756 x 581 pixeles).
• Teleobjetivo f=200 mm., relación focal 3.8, 67 mm de diámetro (Zeiss).
• Polarizador Lineal, 67 mm. de diámetro (Schneider Top Pol) ensamblado y fijado sobre el telescopio.
• Un PC al que se conecta la cámara, con framegrabber y el software adecuado para la adquisición de imágenes.

Antes y después de la totalidad se obtuvieron algunas imágenes de corriente de oscuridad (respuesta de la cámara incluso sin iluminación de entrada) y flatfield (respuesta inhomogénea de los distintos puntos de imagen del detector ante una iluminación uniforme).

Se tomaron también imágenes de calibración del Sol parcialmente ocultado, a través de filtros neutros, para utilizar la intensidad del centro del disco como valor de referencia.

Diversos problemas técnicos con la corriente eléctrica y el ordenador y la presencia de algunas nubes de convección hicieron que el número y calidad de estas exposiciones fuera inferior a lo deseable. Detalles en la crónica de las observaciones.

Esperamos en breve completar parte de esta información con medidas tomadas en laboratorio en condiciones iguales a las de la observación (por ejemplo, imágenes de flatfield).

En cualquier caso, si bien dota a los datos de mayor validez al permitir establecer una escala absoluta de intensidad, la calibración no es totalmente imprescindible.

La secuencia de observaciones prevista para los 2 m. 11.4 s. de totalidad fue diseñada para obtener imágenes de la corona solar a través del polarizador lineal orientado según 3 ángulos: 0^o (direccion N-S), 60^o y 120^o, tratando de cubrir todo el rango de brillo de la corona (desde su parte más interna a su zona exterior más ténue), gracias a los distintos diafragmas del objetivo y a un obturador que permite cambiar el tiempo de exposición.

La reducción y análisis de las exposiciones de la totalidad se realizará bajo la supervisión de F. Clette y en coordinación con los otros grupos de TECONET. El proceso completo implica, además de la corrección por corriente de oscuridad y flatfield, recentrar todas las imágenes exactamente a la misma posición y seleccionar el fragmento interesante de cada una de ellas.

Finalmente, una cierta combinación lineal de las exposiciones para los 3 ángulos del polarizador lineal permitirá obtener la parte de radiación polarizada (componente K de la corona, debida a dispersión Thomson de la luz fotosférica por electrones libres) y separarla de la no polarizada (componente F de la corona, debida a dispersión de la luz fotosférica por partículas de polvo del medio interplanetario). El principal objetivo científico de estas observaciones es aislar la intensidad de la corona K.

Además de estudiar su morfología, a partir de ella se pueden derivar dos parámetros fundamentales en la elaboración de modelos de la corona: la densidad electrónica y el grado de polarización. Pero, como se dice en los artículos... "this is a job for the near future".

Como aperitivo se muestran a continuación 3 imágenes de la corona solar correspondientes a los 3 ángulos del polarizador lineal. Obsérvese la diferencia en la morfología e intensidad de la corona observable en las 3 exposiciones. Pincha sobre cada imagen si la quieres ver más ampliada.

Primera fila, de izquierda a derecha; orientaciones 0^o, 60^o y 120^o.

Segunda fila, de izquierda a derecha; las mismas imágenes, pero con otra paleta de color que hace más evidentes las diferencias.

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