Variaciones de la intensidad en el Sol desde el centro hasta el limbo u oscurecimiento del limbo solar

Las variaciones de la intensidad solar del centro al limbo solar son conocidas en Inglés cómo Center to Limb Variations (CLV) u oscurecimiento del limbo solar. Estas permiten caracterizar diferentes capas de la atmósfera solar, específicamente cuándo dichas variaciones se calculan usando diferentes longitudes de onda. Además, estas variaciones permiten obtener información sobre algunas características propias de las imágenes observadas desde telescopios terrestres que observan continuamente el Sol, como su calidad y cómo mejorar está a través de ajustes a los perfiles de variación de la intensidad. También se presenta una breve descripción de cómo las variaciones en la intensidad del centro al limbo pueden ayudar a describir la atmósfera de otras estrellas binarias eclipsantes y aquellas que poseen exoplanetas.

Palabras clave:
Sol; Fotosfera; Cromosfera; Intensidad; Campo magnético

Autoría

Jenny Marcela Rodríguez Gómez ^** Correo electrónico: jemfisi@gmail.com

The Catholic University of America, Washington, USA.The Catholic University of AmericaUSAWashington, USA, USAThe Catholic University of America, Washington, USA.

NASA Goddard Space Flight Center, Greenbel, USA.NASA Goddard Space Flight CenterUSAGreenbel, USANASA Goddard Space Flight Center, Greenbel, USA.

http://orcid.org/0000-0002-9860-5096

* Correo electrónico: jemfisi@gmail.com

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The Catholic University of America, Washington, USA.The Catholic University of AmericaUSAWashington, USA, USAThe Catholic University of America, Washington, USA.

NASA Goddard Space Flight Center, Greenbel, USA.NASA Goddard Space Flight CenterUSAGreenbel, USANASA Goddard Space Flight Center, Greenbel, USA.

Figuras | Fórmulas

Figuras (7)
Fórmulas (6)

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Figure 1
Descripción de las variaciones de temperatura y densidad en la atmósfera solar, la línea punteada muestra la variación de la temperatura. Fuente: [⁴[4] J.M. Rodríguez, El Sol y la irradiancia. El Sol: conceptos básicos (Editorial Académica Española, 2018).].

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Figure 2
La fotosfera solar observada en luz blanca en 2017-09-05 a las 08:15:38 UT, la imagen fue tomada en el observatorio Kanzelhöhe en Austria¹ 1 http://cesar.kso.ac.at/ . La imagen muestra el centro del disco solar (punto rojo), la posición del limbo a los extremos del disco solar. Fuente: Autora.

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Figure 3
Diagrama del coeficiente del oscurecimiento del limbo, donde

μ

corresponde al

\cos θ

. Fuente autora.

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Figure 4
(a) y (c): magnetogramas en un día de mayor actividad solar 2014-05-14 a las 21:48:00 UT y un día de baja actividad o sol calmo en 2019-10-20 a las 21:48:00 UT. (b) y (d) muestra los respectivos perfiles de la intensidad de campo magnético (B) y sus variaciones del Centro al Limbo Solar (CLV), usando la ecuación 3.

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Figure 5
(a) y (c): imágenes en H-

α

del observatorio Kanzelhöhe (KSO)³ 3 http://cesar.kso.ac.at/ en un día de mayor actividad solar 2014-05-14 a las 09:35:42 UT y un día de baja actividad o Sol calmo en 2019-10-20 a las 07:56:51 UT. (b) y (d) muestra las respectivas variaciones de intensidad del Centro al Limbo Solar (CLV), usando la ecuación 3.

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Figure 6
(a) y (c): imágenes en H-

α

del observatorio Kanzelhöhe (KSO)⁵ 5 http://cesar.kso.ac.at/ en un día de mayor actividad solar 2014-10-10 a las 08:35:02 UT y un día de baja actividad o Sol calmo en 2020-07-16 a las 10:43:30 UT. (b) y (d) muestra las variaciones de intensidad del Centro al Limbo Solar (CLV) (línea roja), y su respectivo ajuste usando la ecuación 6 (equis azules).

r / R_{⊙}

corresponde a la distancia desde el centro del disco solar (

r / R_{⊙} = 0

), hasta el limbo

r / R_{⊙} = 1

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Figure 7
Exoplanetas del tipo Júpiter calientes orbitando otras estrellas (panel izquierdo), estrella eclipsante binaria (panel derecho). Fuente: [²³[23] https://lasp.colorado.edu/outerplanets/exoplanets.php
https://lasp.colorado.edu/outerplanets/e... , ²⁴[24] http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/professional-labs/eclipsing-binary-stars/
http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/... ].

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Figure 6
(a) y (c): imágenes en H-

α

r / R_{⊙}

corresponde a la distancia desde el centro del disco solar (

r / R_{⊙} = 0

), hasta el limbo

r / R_{⊙} = 1

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)

Figure 1 Descripción de las variaciones de temperatura y densidad en la atmósfera solar, la línea punteada muestra la variación de la temperatura. Fuente: [⁴[4] J.M. Rodríguez, El Sol y la irradiancia. El Sol: conceptos básicos (Editorial Académica Española, 2018).].

Figure 2 La fotosfera solar observada en luz blanca en 2017-09-05 a las 08:15:38 UT, la imagen fue tomada en el observatorio Kanzelhöhe en Austria¹ 1 http://cesar.kso.ac.at/ . La imagen muestra el centro del disco solar (punto rojo), la posición del limbo a los extremos del disco solar. Fuente: Autora.

Figure 3 Diagrama del coeficiente del oscurecimiento del limbo, donde $μ$ corresponde al $\cos θ$ . Fuente autora.

Figure 4 (a) y (c): magnetogramas en un día de mayor actividad solar 2014-05-14 a las 21:48:00 UT y un día de baja actividad o sol calmo en 2019-10-20 a las 21:48:00 UT. (b) y (d) muestra los respectivos perfiles de la intensidad de campo magnético (B) y sus variaciones del Centro al Limbo Solar (CLV), usando la ecuación 3.

Figure 5 (a) y (c): imágenes en H- $α$ del observatorio Kanzelhöhe (KSO)³ 3 http://cesar.kso.ac.at/ en un día de mayor actividad solar 2014-05-14 a las 09:35:42 UT y un día de baja actividad o Sol calmo en 2019-10-20 a las 07:56:51 UT. (b) y (d) muestra las respectivas variaciones de intensidad del Centro al Limbo Solar (CLV), usando la ecuación 3.

Figure 6 (a) y (c): imágenes en H- $α$ del observatorio Kanzelhöhe (KSO)⁵ 5 http://cesar.kso.ac.at/ en un día de mayor actividad solar 2014-10-10 a las 08:35:02 UT y un día de baja actividad o Sol calmo en 2020-07-16 a las 10:43:30 UT. (b) y (d) muestra las variaciones de intensidad del Centro al Limbo Solar (CLV) (línea roja), y su respectivo ajuste usando la ecuación 6 (equis azules). $r / R_{⊙}$ corresponde a la distancia desde el centro del disco solar ( $r / R_{⊙} = 0$ ), hasta el limbo $r / R_{⊙} = 1$ .

Figure 7 Exoplanetas del tipo Júpiter calientes orbitando otras estrellas (panel izquierdo), estrella eclipsante binaria (panel derecho). Fuente: [²³[23] https://lasp.colorado.edu/outerplanets/exoplanets.php
https://lasp.colorado.edu/outerplanets/e... , ²⁴[24] http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/professional-labs/eclipsing-binary-stars/
http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/... ].

Figure 6 (a) y (c): imágenes en H- $α$ del observatorio Kanzelhöhe (KSO)⁵ 5 http://cesar.kso.ac.at/ en un día de mayor actividad solar 2014-10-10 a las 08:35:02 UT y un día de baja actividad o Sol calmo en 2020-07-16 a las 10:43:30 UT. (b) y (d) muestra las variaciones de intensidad del Centro al Limbo Solar (CLV) (línea roja), y su respectivo ajuste usando la ecuación 6 (equis azules). $r / R_{⊙}$ corresponde a la distancia desde el centro del disco solar ( $r / R_{⊙} = 0$ ), hasta el limbo $r / R_{⊙} = 1$ .

Figure 7 Exoplanetas del tipo Júpiter calientes orbitando otras estrellas (panel izquierdo), estrella eclipsante binaria (panel derecho). Fuente: [²³[23] https://lasp.colorado.edu/outerplanets/exoplanets.php
https://lasp.colorado.edu/outerplanets/e... , ²⁴[24] http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/professional-labs/eclipsing-binary-stars/
http://astro.physics.uiowa.edu/ITU/labs/... ].

(1)

I (r) = I (o) [1 - μ (1 - \sqrt{\frac{a^{2} - r^{2}}{a^{2}}})]

(2)

I (θ) = I (o) [1 - μ (1 - \cos θ)]

(3)

I (θ) / I (o) = (1 - μ)

(4)

\frac{I_{ν} (0, μ)}{I_{ν} (0, 1)} = a_{ν} + b_{ν} μ + c_{ν} (1 - μ l n (1 + \frac{1}{μ}))

(5)

\frac{1 + β \cdot \cos θ}{1 + β}

(6)

y = \frac{(1 + b \cdot \cos (asin (a \cdot x)))}{(1 + b)}

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