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Servicios desde el NOAA / NESDIS de Satélites GOES-14 Y 15.

NOAA / NESDIS HA EXTENDIDO EL PERÍODO OPERATIVO DE GOES-14 Y 15 AL 02 DE MARZO DE 2020.

publicado: martes 25 de febrero de 2020 16:45 UTC

Fuente: Centro de predicción del clima espacial (EEUU)

LOS CICLOS DEL SOL

ACTUALIZACIÓN DEL PRONÓSTICO DEL CICLO SOLAR 25

publicado: lunes, diciembre 09, 2019 22:30 UTC

El panel internacional copresidido por NOAA / NASA para pronosticar Solar Cycle 25 lanzó su último pronóstico para Solar Cycle 25. El consenso de pronóstico: un pico en julio de 2025 (+/- 8 meses), con un número de manchas solares (SSN) suavizado de 115. El panel acordó que el Ciclo 25 será de intensidad media y similar al Ciclo 24.

ciclo solar 25

Además, el panel coincidió en que el mínimo solar entre los ciclos 24 y 25 ocurrirá en abril de 2020 (+/- 6 meses). Si la predicción mínimo solar es correcta, esto haría que el ciclo solar 24, el 7 º más largo registrado (11,4 años).

ACTUALIZACIÓN IMPORTANTE:   NESDIS ha determinado que mantendrá tanto el GOES-14 como el GOES-15 en un estado operativo hasta el 02 de marzo de 2020. Los datos del clima espacial de estos satélites aún se ponen a disposición de SWPC. Continuaremos proporcionando todos los datos del instrumento, excepto SXI, desde estos satélites a nuestros usuarios finales a través de nuestros servicios web. El procesamiento SXI se deshabilitó en SWPC el 06 de febrero de 2020 y no se volverá a habilitar de nuevo.

SWPC comenzó a utilizar GOES-16 como el satélite geoestacionario principal para sus operaciones en diciembre de 2019.

GOES-16 ofrece una serie de mejoras y cambios en las mediciones del clima espacial, como se describe a continuación:

  • Sensor de rayos X (XRS):
    • El nuevo XRS es más sensible y mide más variabilidad durante la baja actividad solar.
    • El nuevo XRS es significativamente más sensible a la contaminación por electrones; sin embargo, existen algoritmos para eliminar la mayor parte de esta contaminación.
    • Los valores de datos XES del GOES-16 y 17 leerán aproximadamente un 30% más que las mediciones satelitales GOES más antiguas, eliminando la necesidad de correcciones de escala. La confianza en estas nuevas mediciones, en términos de precisión, se debe en parte a la calibración XES GOES-16 y 17 que se produce en la instalación de calibración NIST.
    • Más información sobre mediciones de rayos X está disponible aquí .
  • Partículas Energéticas:
    • > 0,8 MeV del canal de electrones ya no está disponible.
    • > El canal de protones de 500 MeV ya está disponible.
    • Más información sobre mediciones de partículas energéticas está disponible aquí .
  • Magnetómetro:
    • Los disparos del propulsor Arcjet causan interferencia con las mediciones del magnetómetro, pero están marcados en los datos y las parcelas.
  • Imágenes solares
    • El Solar Ultraviolet Imager (SUVI) es un nuevo instrumento que reemplaza al Solar X-ray Imager (SXI). Mientras que SUVI muestra regiones similares de la corona inferior como el SXI, muchas características de medición son diferentes. El SUVI es similar al instrumento de la Asamblea de Imágenes Atmosféricas del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA.
    • Más información sobre observaciones de imágenes ultravioletas extremas solares está disponible aquí .

Además de los cambios de medición, SWPC ha actualizado las formas en que mostramos y entregamos datos. Los gráficos de líneas ahora son completamente interactivos y están disponibles en nuestras páginas web ( rayos X , magnetómetro , electrones y protones ).

(Los gráficos de rayos X del GOES que se muestran aquí se utilizan para rastrear la actividad solar y las erupciones solares. Las grandes erupciones de rayos X solares pueden cambiar la ionosfera de la Tierra, que bloquea las transmisiones de radio de alta frecuencia (HF) en el lado iluminado de la Tierra. Las erupciones solares también están asociadas con eyecciones de masa coronal (CME) que pueden conducir a tormentas geomagnéticas. SWPC envía alertas de clima espacial en el nivel M5 (5×10-5 vatios / mw). Algunas grandes llamaradas van acompañadas de fuertes ráfagas de radio que pueden interferir con otras frecuencias de radio y causar problemas para la comunicación por satélite y la navegación por radio (GPS).

El último evento es el último destello de rayos X detectado automáticamente por el satélite GOES 15 o GOES 14, o ingresado manualmente si el algoritmo de detección falla, sin tener en cuenta los eventos anteriores. 

En otras palabras, el «máximo» se refiere solo al flujo máximo (pico) de rayos X para el destello particular en cuestión; por lo tanto, a pesar de que un evento de clase M puede haber ocurrido antes, será reemplazado por el siguiente destello detectado, si el destello posterior es solo un evento de clase C.

Los detalles para definir el inicio, el máximo y el final del tiempo de un evento de rayos X son:

  • El tiempo de inicio de un evento de rayos X se define como el primer minuto, en una secuencia de 4 minutos, de un fuerte aumento monotónico en un flujo de 0.1-0.8 nm.
  • El máximo del evento de rayos X se toma como el minuto del flujo máximo de rayos X.
  • El tiempo de finalización es el momento en que el nivel de flujo disminuye a un punto medio entre el flujo máximo y el nivel de fondo previo al destello.

A veces, el algoritmo no se activará en un brote con un tiempo de aumento gradual (común para eventos de extremidades), y el pronosticador tendrá que ingresar los detalles manualmente.)

Con estos gráficos, puede seleccionar diferentes rangos de fechas, seleccionar y deseleccionar los elementos mostrados, hacer zoom en el eje de tiempo y exportar datos e imágenes de gráficos. Actualmente, los datos GOES-14 y / o GOES-15 se muestran en estas parcelas, ya que estos son los satélites actualmente operativos. La pantalla de datos SUVI sigue siendo similar a la pantalla de datos SXI. Sin embargo, esta página actualmente muestra datos de SUVI en vivo.

El 18 de noviembre, se realizaron los siguientes cambios en los datos y pantallas de SWPC GOES:

  • Todos los gráficos de líneas de datos del GOES (rayos X, electrones, protones, magnetómetro) fueron reemplazados por los nuevos gráficos dinámicos.

El 9 de diciembre, se realizarán los siguientes cambios a las fuentes de datos SWPC GOES:

  • Rayos X: los datos del GOES-16 XRS serán primarios.
  • Electrones: los electrones GOES-16> 2 MeV se convertirán en primarios.
  • Protones: los protones GOES-16 se convertirán en primarios.
  • Magnetómetro: el magnetómetro GOES-16 se convertirá en primario.
  • Los datos SUVI del GOES-16 se convertirán en el principal generador de imágenes solares.

Los datos numéricos se servirán como archivos JSON en un nuevo formato y estructura de carpetas. Los datos del GOES-16 solo estarán disponibles desde los archivos JSON en estas carpetas primarias y secundarias , que pueden contener datos de cualquier combinación de GOES-14, GOES-15, GOES-16 o GOES-17. Las designaciones para las cuales los satélites son primarios y secundarios están disponibles en cada archivo JSON, y de las fuentes de instrumentos JSON . Las ubicaciones de los satélites están disponibles aquí . Una vista previa experimental de los datos del GOES-16 ahora está disponible aquí .

Monitoreo de la actividad solar en Internet

(índices de actividad, flashes, etc.)

¿Por que es importante registrar y analizar el comportamiento solar?, es importante esta actividad por que depende de nuestra estrella mas cercana el avance o no de la vida y en que condiciones se puede manifestar. El sol afecta no solo la vida, sino que afecta a nuestra tecnología (Satélites, Comunicaciones, y todo tipo de artefactos electrónicos sensibles a la ráfaga de energía que despide el Sol en su comportamiento a veces anómalos, y en su ciclo de 12 años aproximadamente.)

Estos datos son un complemento a nuestra actividad vinculada a la tecnología SuperSID donado por la Universidad de Stanford y coordinada por el Ing. David Westman de los EEUU. Los enlaces a los diversos sitios en todo el mundo, se refieren a Centros de Investigación Solar y servirán como información a correlacionar para los Docentes y estudiantes Universitarios, con los datos obtenidos por el SuperSID.

satsun

Aquí veremos:
globul2a.gif (67 bytes)1) Enlaces a sitios que proporcionan la información más reciente sobre eventos en el Sol;
globul2a.gif (67 bytes)2) Enlaces a sitios dedicados a la predicción de la actividad solar;
globul2a.gif (67 bytes)3) Clasificación de las manchas solares;
globul2a.gif (67 bytes) 4) Clasificaciones de bengalas (por rayos X , óptica (H a ) , radio );

sunbar2.gif (2714 bytes)
Estado actual de la actividad solar:

Rayos X solares:

Campo geomagnético:

>

Status
Status

& nbsp;

 

De n3kl.org

Los siguientes recursos de red están dedicados a la predicción de la actividad solar y geofísica:
NOAA SEC:  https://www.swpc.noaa.gov/
IZMIRAN: http: // www. izmiran.ru/services/saf/

EL CENTRO DE ANÁLISIS DE DATOS DE INFLUENCIAS SOLARES, 
SIDC, BRUSELAS, BÉLGICA                http://sidc.oma.be/index.php3,  
IZMIRAN, MOSCÚ, TROITSK, RUSIA   http://www.izmiran.ru

Pronóstico australiano Pronóstico
Canadá Pronóstico
belga

Los datos en vivo sobre eventos en el Sol se pueden encontrar en los siguientes sitios:
http://www.solarmonitor.org
http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events/
http://sec.noaa.gov/Data/#reports
http : //www.spaceweather.com/
http://hirweb.nict.go.jp/sedoss/solact3 ( Japón, Hiraiso: Gráfico de actividad solar) + espectrógrafo  http://sunbase.nict.go.jp/solar/denpa /index.html
http://dxlc.com/solar/ (!) -10cm y gráficos de manchas solares, últimos informes de destellos Imágenes de energía solar actual de

SPACR (Space Physics Interactive Data Resource) SPAC http: //www.solar.ifa.hawaii. edu / ARMaps / today.html   + http://www.solar.ifa.hawaii.edu/ARMaps/Archive/2006/ http://sidc.oma.be/index.php3

http://www.n3kl.org/sun/
http://www.sec.noaa.gov/SWN/
http://www.iki.rssi.ru/sw.htm
http://www.lmsal.com /SXT/html2/First_Light.html (junio de 1996 – febrero de 2002)
http://www.bbso.njit.edu/cgi-bin/ActivityReport   (noviembre de 1998 – octubre de 2005)

Informes de actividad solar de la SEC:
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/plots.html
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/lists.html
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/indices/events .html http://sec.noaa.gov/ftpdir/lists/radio/radio_bursts.txt http://sec.noaa.gov/alerts/SPE.html http://sec.noaa.gov/rt_plots/xray_5m. html hay algunos enlaces más:

 ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SGD/sgdpdf/
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA / SOLAR_FLARES / XRAY_FLARES /
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/HALPHA_FLARES/
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/INDEX/
http: // umbra .nascom.nasa.gov / batse / batse_years.html (1991-2000)

http://www.sec.noaa.gov/sxi/    http://sxi.ngdc.noaa.gov/

H-alpha y 6122 imágenes continuas

Clasificaciones de brotes:
hay varias clasificaciones de brotes de acuerdo con los rangos de radiación electromagnética. Aunque los destellos fuertes son visibles en todos los rangos, pueden tener diferentes intensidades o pueden no aparecer en todos los rangos.

1) Históricamente, el primero es la clasificación óptica (en la línea ). La clase del flash está determinada por el brillo del flash y su tamaño aparente. Las unidades de flash de clase 2B-4B se consideran «fuertes». Varios observatorios siguen los
brotes en H a : Lermonth , Holloman, Ramey Air Base, Voroshilov, etc. Todos estos datos se publican en el  SGD-Solar Geophysical Data (NOAA).
Clasificación de destellos ópticos

  Llamarada  área    Llamarada brillantez
Importancia Área real en unidades de grados cuadrados (grados cuadrados)    Área aparente en millonésimas de disco solar (10 -6 solar A)
S (pequeño)   A <2.0  A <200  F (débil), N (normal), B (brillante)
1  2.1 <A <5.1  200 <A <500
2  5.2 <A <12.4  500 <A <1200
3  12,5 <A <24,7   1200 <A <2400
4 4     A> 24,7     A> 2400

2) Clasificación de rayos X Según esta clasificación, los flashes más potentes corresponden a la clase X (extra). Durante las erupciones de clase X, por regla general, nos llega un gran número de protones (registrados en satélites y a nivel de la Tierra). Tales llamaradas se llaman llamaradas de protones. Con algunos destellos potentes, puede observar cómo la sustancia expulsada (bola de plasma) se aleja del Sol. Tales fenómenos se llaman eyección de masa coronal. Dependiendo de la posición de la llamarada en relación con el meridiano solar, la sustancia puede caer a la Tierra (brote geoefectivo), pero puede no caerse. La sustancia expulsada llega a la Tierra en aproximadamente dos días (dependiendo de la velocidad de liberación, puede haber una diferencia de varias horas).
Clasificación de los rayos X

  Rango de un FLARE basado en su salida de energía de rayos X. Las llamaradas se clasifican por el orden de magnitud de la intensidad máxima de la explosión (I) medida en la tierra en la banda de 1 a 8 angstrom de la siguiente manera:

              Clase (en vatios / metro cuadrado)
                B I < 10-6 vatios / m 2
                C 10-6 <= I < 10-5
                M 10-5 <= I <10 -4
                X I> 10 -4

Las llamaradas de protones se pueden rastrear utilizando los satélites  BATSE y GOES . (En junio de este año, Betsy se ahogó en el océano, solo quedó Goes). Los datos de Goes (9 satélites meteorológicos NOAA) se pueden ver aquí para determinar cuándo hubo brotes en los últimos 3 años:

Dic98 , Nov98 , Oct98 , Sep98 , Aug98, Jul98 , Jun98 , May98 , Apr98 , Mar98 , Feb98 , Jan98
Dic99 , Nov99 , Oct99 , Sep98 , Aug98 , Jul99 , Jun99 , May99 , Apr99 , Mar99 , Feb99 , Jan99
Dec00 , Nov00 , Oct00 , Sep00 , Aug00 , Jul00 , Jun00 , May00 , Apr00 , Ma00 , Feb00 , Jan00


La clasificación de los flashes de radio es más complicada, no puede prescindir de una imagen:

Tormentas de
     emisión de radio Emisiones del sol en longitudes de onda de radio de centímetros a decámetros, tanto en condiciones tranquilas como perturbadas.

      Tipo I. Una tormenta de ruido compuesta por muchas ráfagas cortas de banda estrecha
               en el rango métrico (300 – 50 MHz).
     Tipo II. Emisión de banda estrecha que comienza en el rango del medidor
               (300 MHz) y se desplaza lentamente (decenas de minutos) hacia las
               longitudes de onda del decametro (10 MHz). Las emisiones de tipo II ocurren en
               asociación débil con las principales FLARE y son indicativas de
               una onda de choque que se mueve a través de la atmósfera solar.
      Tipo III. Explosiones de banda estrecha que barren rápidamente (segundos) desde
                decímetros a longitudes de onda de decámetros (500 – 0.5 MHz). A
                menudo ocurren en grupos y son una característica ocasional de complejos
                Regiones activas solares.
      Tipo IV Un continuo continuo de ráfagas de banda ancha principalmente en el
               rango del medidor (300 – 30 MHz). Estas explosiones están asociadas con
              algunos eventos de brote importantes que comienzan de 10 a 20 minutos después del
             máximo de brote, y pueden durar horas.


El nivel de actividad solar se estima tradicionalmente con mayor frecuencia por el número de puntos en el sol. (El número ponderado de puntos (es decir, cuando se tienen en cuenta los tamaños de punto) se denomina número Wolf, o número de punto de Zurich Wolf sn o Zurich sn Solo se puede ver el número de puntos de NOAA aquí) . El flujo de emisión de radio de 10 cm también refleja bien el ciclo de actividad solar + de 11 años (cm Pentincton ) y se utiliza para medir los niveles de actividad.

El número de puntos solo puede evaluarse subjetivamente, por supuesto. Dependiendo de la resolución de la herramienta, veremos un número diferente de puntos, y debemos decidir qué tan pequeños contarán los puntos (todavía hay poros), etc. Por lo tanto, tiene sentido construir curvas solo en series homogéneas de observaciones, en un solo instrumento. Por lo tanto,  MWO mantiene su recuento de puntos, y los números publicados en el boletín mensual SGD (desafortunadamente aún no tiene una versión electrónica) por NOAA pueden considerarse una clasificación más generalmente aceptada  .

(Nota: en realidad se informan al menos dos números de manchas solares «oficiales». El Número Internacional de Manchas Solares es compilado por el Centro de Datos del Índice de Manchas Solares en Bélgica. El número de manchas solares NOAA es compilado por la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de EE. UU.)

Clasificación de manchas solares a
partir de datos de datos geofísicos solares (SGD) Explicación del informe de datos, julio de 1987, número 515 (Suplemento): descripción de la tabla del grupo de manchas solares tal como aparece en el SGD mensual.

Grupos de manchas solares: esta tabla presenta la evolución de los grupos de manchas solares a medida que cruzan el disco del Sol. Los grupos están ordenados por fecha de paso por Central Meridian. Se enumeran los informes diarios de varias estaciones. La primera columna contiene el número de región NOAA / USAF asignado por el Centro de Servicios Ambientales del Espacio NOAA (SESC) y USAF. Cuando no se asignó ningún número, el número de un grupo que pasa por CMP aproximadamente al mismo tiempo se usa con una letra
adjunta. Las letras se agregan secuencialmente dependiendo del número de diferentes grupos no asignados. El mt.
El número de región de manchas solares de Wilson también se incluye cuando el monte. Los informes de Wilson están disponibles.
Las clasificaciones magnéticas se definen de la siguiente manera:

A = alfa Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad.

AP = alfa * p Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad que corresponde a los puntos anteriores en ese hemisferio para ese ciclo.

AF = alfa * f Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad que corresponde a los siguientes puntos en ese hemisferio para ese ciclo.

BP = beta * p Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican que los puntos anteriores son dominantes.

B = beta Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican un equilibrio entre los puntos anteriores y siguientes.

BF = beta * f Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican que los siguientes puntos Q son dominantes.

BG = beta * gamma Un grupo que tiene características generales pero en el que uno o más puntos están fuera de lugar en lo que respecta a las polaridades.

G = gamma Un grupo en el que las polaridades están completamente mezcladas.

Se agregarán declaraciones a la clasificación anterior si el grupo también es de la «D = configuración delta»: puntos de polaridad opuesta dentro de 2 1/2 grados entre sí y en la misma penumbra.

La clasificación de manchas solares en la columna marcada «Clase de punto» se representa con tres letras mayúsculas consecutivas. Es la clasificación revisada ideada por PS McIntosh de NOAA. Consiste en una clase modificada de Zurich Brunner, el tipo de
punto más grande dentro del grupo y la distribución relativa del punto o compacidad del grupo. Esta clasificación se incluye en el código USSPS, IUWDS, códigos sinópticos para datos solares y geofísicos, tercera edición revisada, p. 108, 1973. En el artículo de revisión de McIntosh sobre observaciones de manchas solares en
The Physics of Sunspots, Sacramento Peak National Observatory, 1981. se incluyen una discusión sobre la lógica y la interpretación de esta clasificación . Las definiciones de la clasificación y una ilustración de los tipos de manchas solares seguir.

Cuando es posible, se identifican conjuntos de puntos bipolares separados por polaridades magnéticas medidas, por las posiciones de los puntos en relación con las líneas de inversión de polaridad inferidas de las estructuras en los filtergramas H-alfa, y por el registro del nacimiento y la evolución
de los puntos. Si estas observaciones no están disponibles, las siguientes definiciones identifican la mayoría de los grupos de manchas unipolares y bipolares: (ver Figura en el Suplemento SGD 515 y las definiciones a continuación)

Grupo unipolar: un solo punto o un solo grupo compacto de puntos con la mayor distancia entre dos puntos del grupo que no exceda los tres grados heliográficos. En los grupos modificados de la clase H de Zurich, esta distancia se mide desde
el borde penumbral exterior del punto más grande hasta el centro del punto más distante del grupo. Los nuevos puntos fuertes que son claramente más jóvenes que el punto cercano de tipo h (ver Penumbra: Punto más grande) generalmente son miembros de un nuevo
grupo bipolar emergente y deberían llamarse un grupo separado.

Grupo bipolar (alargado): dos puntos o un grupo de muchos puntos que se extienden aproximadamente de este a oeste con el eje mayor excediendo una longitud de tres grados heliográficos. Un punto principal de tipo h puede tener un diámetro de tres grados, por lo que un
grupo bipolar con un punto de tipo h debe superar los cinco grados de longitud.

Clase de Zurich modificada (primera letra mayúscula en la tabla)

A Un grupo unipolar sin penumbra. No hay límite superior para la longitud de los grupos de clase B.

B Un grupo bipolar sin penumbra.

C Un grupo bipolar con penumbra en puntos de una polaridad, generalmente en puntos en un solo extremo de un grupo alargado. Los grupos de clase C se convierten en clase D compacta cuando la penumbra excede los cinco grados en extensión longitudinal. No hay límite superior para la longitud de los grupos de clase C.

D Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades, generalmente en puntos en ambos extremos de un grupo alargado. La longitud no excede los 10 grados de longitud heliográfica.

E Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades y con una longitud entre 10 y 15 grados heliográficos.

F Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades y con una longitud superior a 15 grados heliográficos.

H Un grupo unipolar con penumbra. Los puntos de asistencia están a menos de tres grados heliográficos de la penumbra del punto principal. Los puntos principales son casi siempre los puntos líderes que quedan de un antiguo grupo bipolar. Los grupos de clase H se convierten en clase D compacta cuando la penumbra excede los cinco grados en extensión longitudinal.

Tenga en cuenta que las clases de Zurich G y J faltan en esta revisión. Los grupos de clase G están incluidos en la definición de las clases E y F, y los grupos de clase J están incluidos en la clase H.

Penumbra: punto más grande (segunda letra mayúscula en la tabla)

«x» Sin penumbra. El ancho del área gris que bordea los puntos debe exceder los tres segundos de arco para clasificar como penumbra.

«r» La penumbra es rudimentaria. Por lo general, es incompleto, de contorno irregular, tan estrecho como tres segundos de arco, de intensidad más brillante que la penumbra normal y tiene una estructura fina moteada o granular. La penumbra rudimentaria representa la transición entre la granulación fotosférica y la penumbra filamentosa. El reconocimiento de la penumbra rudimentaria normalmente requerirá fotografías u observación directa en el telescopio.

«s» Penumbra simétrica, casi circular, con estructura fina filamentosa y un diámetro de punto que no excede 2 1/2 grados heliográficos. Las umbras forman un grupo compacto cerca del centro de la penumbra. Además, las penumbras elípticas son simétricas con respecto a una única umbra. Las manchas con penumbra simétrica cambian muy lentamente.

«a» Penumbra asimétrica o compleja con estructura fina filamentosa y un diámetro de punto a lo largo de un meridiano solar que no exceda de 2 1/2 grados heliográficos. La penumbra asimétrica es de contorno irregular o claramente alargada (no circular) con dos o más umbras dispersas dentro de ella. El ejemplo en la figura es de transición entre «s» y «a». Las manchas asimétricas generalmente cambian de forma día a día.

«h» Una gran penumbra simétrica con un diámetro mayor de 2 1/2 grados heliográficos. Aparte del tamaño, tiene características similares a las de la penumbra «s».

«k» Una gran penumbra asimétrica con un diámetro mayor de 2 1/2 grados heliográficos. Aparte del tamaño, sus características son las mismas que la «a» penumbra. Cuando la extensión longitudinal de la penumbra excede los cinco grados heliográficos, es casi seguro que ambas polaridades magnéticas están presentes dentro de la penumbra y la clasificación del grupo se convierte en Dkc o Ekc o Fkc.

Distribución de manchas solares (tercera letra mayúscula en la tabla)

«x» Punto único.
«o» Una distribución de espacios abiertos. El área entre los extremos anterior y posterior del grupo está libre de manchas, de modo que el grupo parece dividirse claramente en dos áreas de polaridad magnética opuesta. Una distribución abierta implica un gradiente de campo magnético relativamente bajo a través de la línea de inversión de polaridad.

«i» Una distribución spot intermedia. Algunos puntos se encuentran entre los extremos principales y siguientes del grupo, pero ninguno de ellos posee penumbra.

«c» Una distribución spot compacta. El área entre los extremos delantero y siguiente del grupo de puntos está poblada con muchos puntos fuertes, con al menos un punto interior que posee penumbra. El caso extremo de distribución compacta tiene todo el grupo de puntos envuelto en un área penumbral continua. Una distribución puntual compacta implica un gradiente de campo magnético relativamente pronunciado a través de la línea de inversión de polaridad.

Mount wilson clasificaciones magnéticas

Alfa Denota un grupo de manchas solares unipolares.
Beta Un grupo de manchas solares que tiene
polaridades magnéticas positivas y negativas , con una división simple y distinta entre
las polaridades.
Beta-Gamma. Un grupo de manchas solares que es bipolar pero en el que no
se puede dibujar una línea continua que separe puntos de
polaridades opuestas .
Delta Una configuración magnética compleja de un
grupo de manchas solares solares que consiste en umbras de polaridad opuesta
dentro de la misma penumbra.
Gamma Una región activa compleja en la que
las polaridades positivas y negativas se
distribuyen de manera tan irregular que impiden su clasificación como grupo bipolar.


Información solar y geofísica actual (más enlaces)

Para datos más detallados que incluyen numerosas series de tiempo:

Fuente: https://www.sao.ru

China y 5.500 años de tecnología – La seda –

El manejo del Fuego, su conservación, su producción y la aplicación de Tecnologías para la alimentación y el vestido.

Por Daniel C. Robaldo (IECyTA, Mendoza)

EL ser humano comenzó su historia conociendo el Fuego, usado como se ve en las ruinas de Caral, al mejor estilo de culturas antiguas Iraníes y Sirias. Esto lo lleva a conservarlo e idolatrarlo, ya que con él comienza una aplicación tecnológica, pero también vinculada al agradecimiento. Por asociación a experiencias interiores profundas, se lo asocia a lo Divino.  Conservarlo, posteriormente producirlo y montar alrededor de él una nueva tecnología  (Metalúrgia) y ceremonias lo llevó al hombre de hace 5.5000 años a profundizar en la cerámica y el vestido.

En un artículo de la National Geographic, 2/04/17  Alec Forssmann comentaba  el descubrimiento en unas excavaciones de cuatro telares en miniatura y varias figurillas pintadas de madera que luego fueron datadas en 5300 a 5500 años de antiguedad. Pasaron a ser las telas de seda mas antiguas del mundo.

Según  Feng Zhao; «Este descubrimiento es sumamente importante porque se trata de la primera evidencia directa de una producción textil con patrones en la antigua China», publicado en un estudio de  Antiquity. «El hallazgo sugiere que la tecnología que revolucionó la producción de seda por toda Asia y Europa era originaria de China»

La importancia Iconográfica y Tecnológica

Tal como se lo encontró en la tumba a los telares.

Maquetas de Telares.

La construcción de las maquetas (objetos en pequeña escala) fue en todas las culturas una forma, lúdica en la infancia, pero vinculada con el deseo y programación del futuro en los adultos. El agradecimiento al Difunto, haciendo réplicas de sus objetos personales en vida, fué una forma de que el difunto » lleve» consigo al otro mundo. El concepto de la vida despues de la muerte, se observa en estas ceremonias en los albores de la humanidad.

Foto: Feng Zhao / Antiquity

La escala

Todos los objetos como es  el caso de los telares y las figurillas,  son aproximadamente una sexta parte del tamaño real. Las pinturas tratan de imitar los colores de la realidad, hasta el más mínimo detalle.

Foto: Feng Zhao / Antiquity

Nivele similares a lasa tumbas en Perú, caso señor de Sipan y Sra de Cao, con grandes similitudes a una cultura oriental, ya sea de China o de Camboya.

Cinco compartimentos o niveles

La tumba, construida con madera pintada, presenta cinco compartimentos: uno largo en la parte superior, que contenía el esqueleto de una mujer que murió aproximadamente a los 50 años de edad, y cuatro compartimentos pequeños en la parte inferior, uno de los cuales contenía los telares en miniatura y las figurillas.

Foto: Feng Zhao / Antiquity

Aspecto del Telar (reconstrucción) para la construcción de tejidos de seda

Foto: Feng Zhao / Antiquity

Patrón similar a los objetos peruanos en el museo Mano.

Foto: Feng Zhao / Antiquity

Patrón geométrico

El patrón geométrico de seda jin descubierto en el yacimiento arqueológico de Mawangdui, en la provincia de Hunan, guarda importantes similitudes con antiguos tejidos de la cultura WARI e INCA en la zona central y sur-este del Perú.  Pero mantener una proporción y una simetria, también nos denota un alto nivel de cálculo y concentración del operario del Telar. En este caso parece ser de esta mujer sepultada

Estudio de la Perturbación repentina de la ionosfera

Este Proyecto vinculado a la Radioastronomía y creado desde el IECYTA (Instituto de Estudios Científicos y Tecnológicos Andinos)  es parte del Campus Tecnológico Educativo en Uspallata en la Ruta Nacional 149, Km. 9,6

El estudio del Sol estará accesible a los estudiantes de los diferentes niveles educativos (Primaria, Secundaria y Universitarios) de Cuyo especialmente a los estudiantes de la Villa montañesa de Uspallata y de Mendoza.

La Fundación Da Vinci en colaboración con el Stanford Center Solar (Universidad de Stanford) y por intermedio del Coordinador del Proyecto en Mendoza el Dr. Ing. David Westman por la Fundación Da Vinci en los EE.UU, instalará en Uspallata un Centro de Estudios de la Perturbación Repentina Solar (SuperSID).

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Son una serie de dispositivos que captarán las ondas emanadas del Sol en sus diferentes frecuencias y una ves digitalizadas se analizarán en un software que pasaremos a explicar a continuación.

La Stanford Solar Center ha desarrollado un borrador de la actividad introductoria para presentar a los estudiantes y a los monitores que llevarán estas tareas educativas en Mendoza.  Esta actividad se está probando actualmente en las aulas. Se realiza mejor con datos de su propio monitor, es decir se estudiarán los datos en tiempo real en el lugar de recepción, en Uspallata.

La Antena será construida por los alumnos seleccionados en Uspallata e instalarán los equipos con un Monitor que los orientarán en este proceso, indicando los conceptos de; Frecuencia, Onda, y otros necesarios vinculados a la Física, la Matemática y la Astronomía.

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Por medio de la Computadora y su software especial se obtendrán los gráficos necesarios que serán interpretados por los alumnos que observarán la señal de Perturbación producida por el Sol.

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En los casos especiales de Eclipses, será de interés para los estudiantes, visualizar el comportamiento físico de las ondas emanadas por el Sol en ese momento.

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Materiales de aula

El Centro Espacial y de Ciencias Chabot se está asociando con el Centro Solar de Stanford para desarrollar materiales para el aula, actividades de laboratorio y capacitación de maestros para el Proyecto del Monitor del Clima Espacial. El enfoque de los materiales es el clima solar y espacial. Un borrador de estos materiales ya está disponible:

Pronóstico del tiempo espacial – Guía del maestro (pdf)

Un plan de estudios solar desarrollado y probado en la escuela secundaria San Leandro, San Leandro, California, se ha utilizado y probado con éxito con varias clases de ciencias generales de la escuela secundaria. Una breve descripción está disponible en:

Acerca del Programa Monitor Espacial del Tiempo

El programa Monitor del Tiempo Espacial es un proyecto educacional diseñado para construir y distribuir monitores de la ionosféra de bajo costo a estudiantes a través del mundo. Los monitores detectan destellos solares así como otros disturbios ionosféricos. Existen dos versiones del monitor – uno sencillo y de bajo costo llamado SID, y uno de calidad de investigación, llamado AWESOME.

La ionósfera de la Tierra reacciona fuertemente a las intensas radiaciones de los rayos X y ultravioleta que emanan del Sol durante un evento solar. Usando un receptor para monitorear la fuerza de la señal de transmisores VLF distantes, y anotando los cambios inusuales de las ondas al rebotar de la ionósfera, los estudiantes alrededor del mundo pueden monitorear y rastrear directamente estos Disturbios Ionosféricos Repentinos (Sudden Ionospheric Disturbances o SID en inglés).

El Centro Solar de Stanford, junto con el grupo de Muy Baja Frecuencia del Departamento de Ingeniería Eléctrica y educadores locales, han desarrollado monitores económicos SID, los cuales pueden ser instalados por estudiantes para su uso en sus escuelas secundarias. Los estudiantes se integran al proyecto construyendo sus propias antenas, una simple estructura costando menos de $10 dólares y destinando unas pocas horas para su ensamble. Una PC local maneja la recopilación y el análisis de datos, la cual no necesita ser ni rápida ni elaborada. Stanford provee un repositorio de datos centralizado y un sitio blog donde los estudiantes intercambian y discuten los datos.


Acceso a Datos

Debido a que los transmisores VLF están diseminados a través del mundo, los monitores pueden ser colocados virtualmente en cualquier lugar donde haya corriente eléctrica.

Quisiéramos hacer arreglos para que los Mentores sirvan como contacto y apoyo para los maestros y alumnos en varias regiones en vías de desarrollo del mundo los cuales están actualmente usan nuestros monitores.Nuestros monitores SID estuvieron inspirados en el Programa AAVSO SID y los monitores AWESOME derivados del Programa HAIL.
Para mayor información acerca de proyectos relacionados y sitios de Web, visite nuestras páginas de referencia .

IHY logo
El Comité de Organización Año Internacional Heliofísico (IHY, en inglés), 2007, ha designado a nuestros Monitores del Tiempo Espaciales como proyectos apoyados del IHY.Mendoza, Uspallata es un de estos sitios.
UN logo

Fuente: IECyTA, Fundación Da Vinci


Visualizando la ionosfera a 150 km

Comparación del tiempo de silencio y el tiempo de tormenta para cada hemisferio

La actividad que ve en las simulaciones a continuación se debe a una tormenta geomagnética causada por una eyección de masa coronal (CME) del Sol que comprime la magnetosfera de la Tierra. Tenga en cuenta que durante la tormenta el efecto significativo está en el lado nocturno. Las CME entregan corrientes de partículas de alta energía desde el Sol a la Tierra. Los monitores del clima espacial (SID) no miden estos. Por el contrario, rastrean el efecto de las erupciones solares, es decir, la radiación de alta energía , golpeando la ionosfera de la Tierra. Por lo tanto, el único efecto en estas visualizaciones que se relaciona directamente con los monitores SID es el ciclo día-noche y la diferencia entre verano e invierno (es decir, la diferencia entre hemisferios).

Si mira la página web de predicción de absorción de la región D , encontrará la predicción de la frecuencia más alta cortada por un evento de brote. Esto está relacionado con el aumento de la densidad plasmática debido al brote. Ahora es relativamente tranquilo, pero al final de la página se muestran ejemplos de algunas llamaradas dramáticas pasadas. Este es un producto de Space Environment Center impulsado por datos S-Ray de GOES y actualmente disponible en línea. Las aerolíneas y los controladores de tránsito aéreo, entre otros, utilizan esta información para identificar períodos de apagón de radio y ajustar sus comunicaciones y planes de vuelo en consecuencia.

Breve descripción: Estos resultados de simulación muestran la densidad de electrones en la ionosfera a 150 km. Las dos películas principales muestran resultados de simulaciones que utilizan un modelo de la magnetosfera y los niveles de radiación solar EUV típicos del máximo solar durante el verano del hemisferio norte. Las películas de fondo se generaron con las mismas condiciones pero con una tormenta geomagnética simulada. Se pueden observar características como el aumento de la ionización en el lado del día, el óvalo auroral y la expansión del óvalo.

Escala de tiempo y duración: cada película representa un día completo. La tierra está representada a escala y todas las vistas son desde el lado del amanecer con la luz solar que entra desde la derecha. El hemisferio norte se ve desde un punto a 40 grados de latitud, mientras que el hemisferio sur se ve desde un punto a 45 grados de latitud.

Autor principal: Alan Burns y Stan Solomon, Centro NSF para modelado integrado del clima espacial

Citar así: AG y Solomon, SC. El paquete fue desarrollado por Ben Foster y aplicado por Zach Mullen.

Modelo y archivos de entrada: estos resultados de simulación se generaron utilizando el modelo TIEGCM impulsado por una magnetosfera emperical. El flujo de radiofrecuencia F10.7 se utiliza como proxy de los niveles de radiación EUV que controlan el modelo ionosférico. El modelo de magnetosfera toma el potencial del casquete polar como entrada. Los valores típicos para estos parámetros se utilizan para el mínimo solar (no se muestra), el máximo solar y el tiempo de tormenta.

Representación de datos: Los cuatro enlaces a los avi presentados a continuación muestran la densidad de electrones en la ionosfera a aproximadamente 150 km. El mapa de colores es el registro de la densidad de electrones en partículas por cm ^ 3. Todas las imágenes se ven desde el amanecer: a 40 grados norte en el hemisferio norte y a 45 grados sur en el hemisferio sur. Esto se hizo para ver mejor el óvalo auroral en el sur. El lado de sunlite se puede identificar por su alta ionización (amarillo). Los videos consisten en 24 cuadros ejecutados a 5 fps que muestran 24 horas de tiempo (UT 0: 00-23: 00, una rotación de la tierra). Las imágenes superiores son un solo día durante el verano del hemisferio norte y el máximo solar. Las imágenes inferiores son las mismas, solo una tormenta geomagnética comienza antes de las 1000 UT y termina antes de las 2100 UT.

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45 grados sur Quie
40 grados norte Stor 45 grados sur Stor

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¿Qué evento o situación se estaba simulando ?: Este es un caso idealizado. El efecto del máximo solar en relación con el mínimo solar es aumentar la radiación EUV que impulsa la termosfera y la ionosfera. El flujo de radiofrecuencia F10.7 se utiliza como proxy del flujo EUV y representa una entrada al modelo de termosfera-ionosfera. El potencial de la capa polar se utiliza como un controlador para el modelo de magnetosfera emperical. Se utilizan valores apropiados para conducir el sistema al máximo solar, y luego a una tormenta cuando una eyección de masa coronal interplanetaria golpea la magnetosfera.

¿Por qué se realizó esta ejecución ?: Las ejecuciones fueron parte de un estudio para comparar la diferencia entre los casos «ideal» solar mínimo y máximo solar, y luego comparar el caso máximo solar con el caso del tiempo de tormenta.

Características notables: el aumento en la ionización durante el día en más de 2 órdenes de magnitud es claramente visible, así como el óvalo auroral. El desplazamiento de los polos magnéticos de los polos rotacionales también es claramente visible, así como el reflejo entre los polos norte y sur. Finalmente, durante la tormenta, la aparición repentina de la expansión del óvalo auroral y la disminución dramática al final de la tormenta se deben al corto tiempo de recombinación de iones y electrones en las altitudes que estamos viendo. A mayores altitudes, la densidad es tan baja que la recombinación lleva mucho más tiempo. Por lo tanto, a mayores altitudes, los efectos de la tormenta pueden durar horas o incluso un día después de que la tormenta haya terminado.

Fuente: http://solar-center.stanford.edu

 

2MM – 2° Marcha Mundial Por la Paz y la Noviolencia

LLega a Mendoza la 2MM. El Grupo Promotor está coordinando detalles en cuanto a las diferentes actividades que se desarrollarán a su arribo a Mendoza y al Parque de Estudio y Reflexión Punta de Vacas.

La Fundación Da Vinci con un importante historial en el campo educativo en pos de una mejor Convivencia y una noviolencia en la Educación de Mendoza.

Con el antecedente de la 1º Marcha Mundial  2009-2010, que durante 93 días recorrió 97 países y cinco continentes. Con la experiencia acumulada y contando con suficientes indicadores de tener participación, apoyos y colaboraciones aún mayores… Se plantea realizar esta 2ª Marcha Mundial por la Paz y la Noviolencia 2019-2020.

  • Denunciar la peligrosa situación mundial con conflictos crecientes
  • Seguir creando conciencia de que es únicamente a través de la “paz” y la “noviolencia”
  • Visibilizar las distintas y muy variadas acciones positivas que personas, colectivos y pueblos están desarrollando en numerosos lugares en la dirección de aplicar los derechos humanos.
  • Para dar voz a las nuevas generaciones que quieren tomar el relevo y dejar huella.

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La 2ªMM comenzará en Madrid el 2 de octubre de 2019, Día Internacional de la Noviolencia. Saldrá en dirección a África, América, Oceanía, Asia, llegando a Madrid el 8 de marzo de 2020, Día Internacional de la Mujer.

Fuentes:

https://inee.org/events/2deg-marcha-por-la-paz-y-la-noviolencia

https://www.entrenosdigital.com/articulo/2-marcha-mundial/lanzamiento-oficial-2a-marcha-mundial-paz-noviolencia-madrid/20181110191233006631.html

 

Exitos y fracasos de SpaceX, Proyecto Marte.

SpaceX, una empresa privada de Elon Musk (de origen Sudafricano), pudo realizar lo que la NASA (USA), Rusia y China no pudieron en toda su carrera espacial; recuperar un cohete para utilizarlo nuevamente en otros lanzamientos. Pero eso no es suficiente, este visionario hombre de negocios y mas cercano a la ciencia ficción, está desarrollando vehículos eléctricos, maquinarias para túneles, baterías especiales y mas potentes que las actuales, y cohetes espaciales. Una persona especial, ya que aprende de los fracasos y mejora, una gran «movilidad de imágenes» diría un experto en Teoría de la Imagen del Nuevo Humanismo. Elon Musk es admirador de Nikola Tesla (1856-1943) , otro visionario Ingeniero que revolucionó el mundo de la electricidad, compitió con T. Edison, logro grandes descubrimientos, pero no supo manejar sus finanzas, terminando sus días en la pobreza, en un cuarto de un hotel.

Esa admiración por N. Tesla que tiene E. Musk lo llevó a fundar la empresa que construye los innovadores, revolucionarios vehículos eléctricos totalmente automatizados.   Actualmente es  director general de Tesla Motors.  Musk afirma que los propósitos de SolarCity, Tesla y SpaceX  las otras dos empresas de él, giran alrededor de su visión de cambiar el mundo y la humanidad de forma drástica. SpaceX es la empresa privada de exploración espacial más grande del mundo.

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En el 2016, setiembre , en México en el congreso de Astronáutica, frente a una gran cantidad de Ingenieros e primer nivel de todo el mundo, Elon Musk presentó el Proyecto de ir a Marte con este vídeo, que con el correr de los años se fue ajustando mas de acuerdo a las pruebas que se iban realizando en la plataforma 39 de Cabo Cañaberal en los Estados Unidos. Este Febrero de 2019 logro poner en el espacio junto con el gobierno de Israel, la misión a la Luna. para colocar allí un vehículo fabricado conjuntamente con Israel.

Los cambios generados por las diversas pruebas, fueron de achicar la dimensión de estos grandes cohetes de 24 mts. de diámetro a 9 mts por lo que se reducen la cantidad de motores y por lo consiguiente la carga  útil.

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Una síntesis de la experiencia aeroespacial de SpaceX (actualmente da servicio a la NASA) lo muestra en este video.

Fuente: SpaceX, https://www.spacex.com/  y FDV.

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Lanzamiento de SpaceX Falcon 9

Una Misión privada a la Luna.

Hoy, un cohete SpaceX Falcon 9 lanzará el vehículo de aterrizaje lunar de SpaceIL, la primera misión lunar israelí, y el satélite de comunicaciones PSN 6 de Indonesia desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral en Florida.

El SpaceIL Lunar Lander es un módulo de aterrizaje lunar desarrollado por la organización israelí sin fines de lucro SpaceIL. Es una entrada para ganar el Google Lunar XPRIZE (GLXP). El SpaceIL Lunar Lander es un módulo de aterrizaje lunar, que tiene un sistema de propulsión que le permite abandonar la órbita terrestre y entrar en una trayectoria hacia la luna. Después de aterrizar en la superficie lunar, el módulo de aterrizaje volverá a encender su sistema de propulsión para moverse una distancia de al menos 500 m para satisfacer las reglas del GLXP.

Cortesía de SpaceX
https://www.spacex.com/
https://www.spaceil.com
www.spaceofficial.com
Red SPACE & UNIVERSE

SpaceX lanza Beresheet, la primera misión privada a la Luna
SpaceX
Una organización israelí sin fines de lucro llamada SpaceIL está a punto de hacer historia: ser el primer proyecto privado en lanzar y aterrizar una misión a la Luna. Hasta ahora solo tres naciones han realizado con éxito tal aterrizaje: los Estados Unidos, la Unión Soviética y China.
SpaceIL nació hace 10 años y comenzó como un competidor en el Google Lunar X Prize, un concurso con un premio en efectivo para la primera empresa privada en colocar un rover en la Luna. Aunque el concurso terminó el año pasado sin un ganador, la compañía continuó trabajando en su módulo de aterrizaje llamado Beresheet.
Un nuevo génesis
Ahora, Beresheet (que significa Génesis en hebreo) está colocado sobre un cohete Falcon 9 de Spacex y será lanzado esta misma noche (21 de febrero) desde Cabo Cañaveral, Florida. Después del lanzamiento, la nave pasará varias semanas orbitando la Tierra antes de intentar aterrizar en la Luna el 11 de abril.
El equipo de SpaceIL espera que esta misión ayude a comenzar una nueva era de misiones espaciales más ambiciosas y de bajo costo. Con un presupuesto general de 90 millones de dólares, es mucho más barata que las anteriores expediciones lunares. Por ejemplo, costó la mitad de lo que costó la sonda Chang’e 4 de China.
El viaje de Beresheet será un poco más complejo que los anteriores. En vez de llegar directamente, el cohete colocará a la sonda en una órbita relativamente baja alrededor de la Tierra. Eso reduce el costo del lanzamiento, porque el módulo de aterrizaje puede compartir su viaje al espacio con satélites.
Después de que el cohete libere a Beresheet, la nave espacial rodeará el planeta en anillos cada vez más amplios antes de ser capturada por la gravedad de la luna a principios de abril y aterrizará, si todo va bien, el 11 del mismo mes. El total, la nave recorrerá 6,5 millones de kilómetros, aunque la Luna esté a menos de 400,000 kilómetros de distancia.

¿Qué es TOPCAT?

TOPCAT es un visualizador gráfico interactivo y editor de datos tabulares. Su objetivo es proporcionar la mayoría de las facilidades que los astrónomos necesitan para el análisis y la manipulación de catálogos de fuentes y otras tablas, aunque también puede usarse para datos no astronómicos. Comprende varios formatos diferentes de importancia astronómica (incluidos FITS, VOTable y CDF) y se pueden agregar más formatos.

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Se usa en Radioastronomía y el software es un Observatorio Virtual, ya que se descargan grandes volúmenes de datos, multidimensionales, pudiendo crear representaciones no solo en 3D, sino en mas dimensiones del espacio profundo.

Ofrece una variedad de formas de ver y analizar tablas, incluido un navegador para los datos de las celdas, visores para obtener información sobre los metadatos de tablas y columnas, y facilidades para la visualización interactiva sofisticada interactiva de 1, 2, 3 y más dimensiones, y cálculos. Estadísticas y tablas de unión utilizando algoritmos de coincidencia flexibles. Usando un lenguaje de expresión basado en Java potente y extensible, se pueden definir nuevas columnas y seleccionar los subconjuntos de fila para un análisis separado. Los datos de tabla y los metadatos se pueden editar y la tabla modificada resultante se puede escribir en una amplia gama de formatos de salida.

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Es una aplicación independiente que funciona bastante bien sin conexión de red. Sin embargo, debido a que utiliza los estándares del Observatorio Virtual (VO), puede cooperar sin problemas con otras herramientas, servicios y conjuntos de datos en el mundo de VO y más allá.

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El programa está escrito en Java puro y disponible bajo la Licencia Pública General de GNU , aunque parte del código de la biblioteca es LGPL. Se ha desarrollado principalmente en el Reino Unido dentro de varios proyectos del Reino Unido y Euro-VO (Starlink, AstroGrid, VOTech, AIDA, GAVO, GENIUS, DPAC) y bajo las subvenciones de PPARC y STFC. Sus instalaciones de procesamiento de tablas subyacentes son proporcionadas por los paquetes relacionados STIL y STILTS .

(ver ejemplo)

Caracteristicas

La siguiente es una lista de las principales capacidades del programa. Los hipervínculos son a las partes relevantes del documento de usuario.

Los formatos de entrada de tabla compatibles incluyen:

  • FITS TABLE (tabla ASCII) o BINTABLE (tabla binaria) extensiones
  • VOTABLES en cualquiera de las variantes de formato (TABLEDATA, FITS, BINARY, BINARY2) o versiones
  • Tablas ASCII en una serie de variaciones
  • Archivos CDF
  • Valores Separados por Comas
  • Resultados de consultas SQL en bases de datos relacionales.
  • Formato IPAC
  • Archivos GBIN

los formatos de salida compatibles incluyen:

  • Se adapta a BINTABLE (tabla binaria)
  • VOTABLES en cualquiera de las variantes de formato (TABLEDATA, FITS, BINARY, BINARY2) o versiones
  • Texto ASCII simple
  • Valores Separados por Comas
  • Nueva tabla exportada a una base de datos relacional compatible con SQL
  • Formato IPAC
  • Elemento HTML TABLE
  • tabularEntorno laTeX

Documentación

SUN / 253 , el documento del usuario, proporciona el tutorial completo y la documentación de referencia para TOPCAT . Esto está disponible dentro del programa en tiempo de ejecución a través del sistema de ayuda sensible al contexto y de búsqueda, o en los siguientes formularios dentro de la distribución o en la web:

Capturas de pantalla

Puedes ver capturas de pantalla de TOPCAT en acción en los siguientes lugares:

  • La galería TOPCAT es una página que contiene muchas capturas de pantalla.
  • La página de gráficos de TOPCAT V4 muestra algunas características de las ventanas de trazado de nuevo estilo introducidas en la versión 4 (marzo de 2013)
  • La página de capturas de pantalla de TOPCAT V3 muestra algunas de las características introducidas en la versión 3 (agosto de 2007)
  • El apéndice de ventanas de SUN / 253 detalla todas las ventanas de TOPCAT con ilustraciones
  • Hay un montaje (bastante desactualizado) de algunas de las ventanas que TOPCAT proporciona a continuación; haga clic en él para una versión de tamaño completo

STILTS

El paquete hermano de TOPCAT es STILTS , el conjunto de herramientas STIL. STILTS ofrece muchas de las mismas facilidades que TOPCAT (y algunas adicionales) en forma de herramientas de línea de comandos, que pueden invocarse desde el indicador de línea de comandos de Unix / DOS, o desde Jython.

Otros recursos relacionados con el código

Ejemplos y tutoriales

El tutorial más actualizado (2019) muestra TOPCAT y STILTS con ejemplos usando datos de Gaia DR2:

  • Scriptde ASTERICS VO School # 4 (construido a partir de un repositorio , puede adaptarlo)

Un ejemplo anterior (2016) utiliza Gaia DR1:

Algunos tutoriales más antiguos están disponibles también:

Fuente : http://www.star.bris.ac.uk, y FDV.

Star Party Astronómico

El 23 de  Noviembre de 2018, con un número que superó los 50 presentes se realizó el tan esperado Evento Anual organizado por El Firmamento en el Valle de Uspallata, exactamente en el predio de la Fundación Da Vinci la cual preside nuestro colega Daniel Robaldo. Entre los presentes nos visitaron colegas de Buenos Aires, CABA, Santa Fe, Córdoba y de los distintos puntos de nuestra Provincia de Mendoza. Un cielo espléndido que se hizo mostrar a partir de las 0hs dándonos un horizonte limpio en todos los puntos cardinales.img1 (2) 46665341_1029430873933506_4671063202560212992_o
La cantidad de cuerpos celestes avistados fueron importantes. El Evento se inició con la toma de fotografía grupal de los presentes, seguido de la puesta en estación de los equipos junto a una ayuda teórica. Luego, vino la charla de Walter García Fundador de El Firmamento que nos identificó en el cielo las Constelaciones con los cuerpos celestes más significativos.

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Los miembros de El Firmamento estuvieron acompañando toda la noche a los que se acercaron desde la ayuda en el uso de equipos, técnicas de observación hasta puesta en estación.

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Algunos de los cuerpos celestes avistados:

  • Cúmulo Globular 47 Tucan
  • Asteroide Juno
  • Cometa 46P/Wirtanen
  • Cometa 64P/Swift-Gehrels
  • Galaxia Escultor
  • Nebulosa Mairan, Orion, Hombre Corriendo
  • Nebulosa Lambda Centauri
  • Nebulosa de la Helice
  • Nebulosa Eta Carinae
  • Planetas Mercurio, Saturno, Marte y Venus (al amanecer)
  • La Luna
  • Galaxias Andrómeda M110, M32, Galaxia del Triángulo
  • Nebulosa del Cangrejo
  • Cuarteto de la Grulla
  • Cúmulos Abiertos M41, M46, M47, Ptolomeo
  • Galaxias del Grupo Fornax, entre ellas Fornax A y B
  • Nebulosas Planetarias (dentro de M46)
  • Cúmulo Abierto Pléyades, Pesebre del Sur, Pléyades del Sur, Carina

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Agradecemos a quienes de tan lejos se han acercado y confiado en el cielo mendocino. Nuevamente el agradecimiento a la Fundación Da Vinci, que tan gentilmente nos ha abierto sus puertas esperando volver a compartir esta actividad que El Firmamento divulga mes a mes en toda la Prov. de Mendoza y por supuesto, a quienes nos siguen en Mendoza, sumándose a nuestras salidas.

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