Invitado por la Comisión Organizadora de la presente reunión astronómica Argentina, pensé sería de interés presentar las nuevas facilidades y planes del Observatorio de Física Cósmica de San Miguel.Asociación Argentina de Astronomí

Benedetti, R.P.E.

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SEDICI - Repositorio de la UNLP

INFOEME
RADIOASTRONOMIA SOLAR Y ACTIVIDADES DEL OBSERVATORIO
DE SAN MIGUEL 
R. P. E. Benedetti
(Observatorio de Ffsica Cósmica, San Miguel, Pcia. de Buenos Aires)
Invitado por la Comisión Organizadora de la presente reunión astronómica Ar­
gentina, pensé serfa de interés presentar las nuevas facilidades y planes,dpi Obser­
vatorio de Ffsica Cósmica de S. Miguel.
Desde hace más de una década, nuestro extinto Director, el llorado Dr. Padre. 
Juan A . Bussolini, concibió la idea de poner al dfa la sección solar del Observato­
rio, colmando asf un hueco entre los observatorios del Cono Sur que eran más bien 
de fndole astronómica o geoffsica. En el año 1952 se comenzó el catálogo de man­
chas solares observadas fotográficamente con un anteojo Zeiss de 5". Esto se hizo 
posible dentro de las estrecheces económicas de aquellos tiempos, ya que los cos­
tos se reducían al precio de una placa fotográfica diaria .. . .  -  En vista, pues, de 
que se iba dando en los medios científicos una mayor importancia a las observacio­
nes solares, concentró sus esfuerzos nuestro P. Bussolini durante los últimos a- 
ños antes de su prematuro deceso, en llevar a cabo su propósito. De todos es óono- 
cido el inveterado hábito que tenía de pedir fondos en las comisiones de las que for­
maba parte.Pero grande fue también la admiración de sus colegas cuando les mos­
tró el fruto de sus inversiones.
Su plan tuvo dos partes:En la parte óptica el instrumento más indispensable pa­
ra seguir de cerca la actividad solar, era un Filtro monocromático de Lyot para la 
raya Halfa del hidrógeno. Pero su ambición máxima fue siempre, poseer un "Es­
pectrógrafo Solar"al vacío, según el modelo que vió en el Observatorio de Manila. 
No estaría fuera de lugar una somera descripción de estos instrumentos.
Filtro Monocromático de Lyot. -  Consiste en un conjunto de piezas ópticas pla­
nas, unas de cuarzo, otras de polaroid y otras de espato de Islandia, de distintos 
grosores, que tienen la propiedad en su conjunto de tener un paso-banda de 1 R , o 
menos, cuando está a la temperatura correcta. Posée la gran ventaja de que se lo­
gra obtener la imagen completa del sol para fotografiarla en pocos segundos, con 
un aparato pequeño, comparado con el espectrógrafo solar, más lento y de dimen­
siones mucho mayores.
Este Filtro está incorporado en un anteójo astronómico de 5" con montura ecua- 
t.j'ñal y seguimiento con motor sincrónico.Como a veces la frecuencia de la red no 
f's exactamente 50 c /s  y durante los equinoccios el movimiento en declinación es 
considerable, un corrector con células fotoeléctricas centra la imagen solar sobre 
la película de35 mm que la registra periódicamente a intervalos programados. Po­
see, además, un fotómetro que regula la exposición.
La finalidad de éste instrumento es principalmente la de patrullaje de fulgura­
ciones solares, de particular interés por la longitud a que se encuentra Buenos i- 
res con respecto a la costa N. Americana, pues le llevamos una hora de adelanto. 
El centro coordinador de Meudon (Parfs) nos señalo desde las 9 hasta las 11 hora 
solar local. El dfa én que nuestro Observatorio cuente con más medios eccnómicos* 
para cubrir mayores gastos de pelfculas y personal, se podrá extender a todo el 
dfa el perfodo de observación para beneficio de los demás observatorios y centros 
de estudio sud-americanos. Las fotografías obtenidas de los accidentes cromosfé- 
ricos, plages, fulguraciones, filamentos y protuberancias, son ya de óptima cali­
dad y pueden servir de base para estudios más detallados de su evolución.
El Espectrógrafo Solar. -  Fue el sueño del P. Bussolini. Visto en Manila el pro­
totipo construfdo por la American Optical C o ., de Pittsburgh, bajo la dirección del 
Padre Dr. R. Miller de dicho observatorio, quiso el P . Bussolini que se comenza­
ra la construcción de un segundo aparato aún antes de disponer de todos los fondos 
necesarios para ello. Al fin se pudieron obtener estos en parte de ía Cor "’ 'ón Na­
cional del Sol Quieto, y el resto directamente del Gobierno de la Nación.
La excelencia del aparato podrá ser juzgada por algunas de sus características 
más salientes: Optica de cuarzo; celóstato con espejos de 410 mm ;
Rendija de 80 mm refrigerada por agua; imagen solar de 70 mm ff; 
Poder de resolución de4 x 10^, que lo colocan entre los seis, o sie­
te primeros del mundo.
Para poder sacar el máximo partido de estos refinamientos, se tuvo que cons­
truir un doble edificio, uno dentro del otro, para evitar vibraciones debidas al vien­
to, o bien movimiento de personas. Se rodeó el edificio exterior con un lago circu­
lar para reducir las corrientes de convección. Se diseñó un nuevo tipo de cúpula 
que consta de seis gajos plegables, para evitar turbulencias del aire. Se encerró 
la parte espectrográfica, en un gran tanque giratorio de4.50 m. de altura, de cons­
trucción sumamente rígida y capaz de mantener un alto vacío.
El fin al que se dedicará este instrumento, una vez finalizados los detalles de 
la cúpula y recibidos los filtros necesarios para separar los diversos órdenes de 
espectros que produce la red de difracción, es el de investigación solar óptica. La 
capacidad del instrumento no quedará agotada con lo que pueda hacer el personal de 
S. Miguel y, por lo tanto, habrá tiempo disponible para otros investigadores.
Queda por decir que la red de difracción es de Bausch & Lomb, con 699 rayas/ 
mm y con un bisel de unos 280,‘ lo cual hace que se empleen los espectros de se­
gundo y tercer orden. Los motorcitos de seguimiento y de la cámara fotográfica, 
son alimentados con una corriente de 400 c /s ,  ligeramente ajustable en frecuencia.
Trabajos realizados en esta Sección. -  Los que llevan la mayor parte del tiem­
po son los relacionados con las observaciones diarias que se envían aTos 'World 
Data Collection Centers", de Boulder, Meudon, y Moscú. Estos datos los publica-
mos en nuestroBoletfn (con atraso debido a dificultades económicas), que compren-' 
de datos sobre la fotósfera y manchas solares (números de Wolf), y sobre la cro- 
cromósfera y fulguraciones. Debido a las buenas condiciones de visibilidad en S. 
'Miguel, con frecuencia se nos han pedido datos desde Meudon y Zurich.
Otros trabajos más particularizados no se han podido llevar a cabo por falta de 
personal. Con todo, se está terminando un estudio estadístico por el P . Nilo Arria- 
ga. Subdirector de nuestro Observatorio, y que ya presentó en la revista Geophysi- 
cal Research de 1956, sobre la relación entre el centro de gravedad de sistema so­
lar planetario y el ciclo undecenal de la actividad solar, tema que está despertando 
particular interés en nuestros dfas.
Corona Solar. -  Esta importante parte del sol no puede ser observada satisfac­
toriamente en S. Miguel por métodos ópticos debido a la dispersión de la luz am­
biente. De ahí el recurso de la Radio-heliograffa. Es bien conocida la relación 
existente entre la frecuencia en que se reciben las perturbaciones radio-solares y 
la altura dentro de la corona en que se producen. La intensidad del flujo recibido 
en radio frecuencia puede medirse, en general, con mucha mayor precisión que en 
el espectro visible y conducen una mejor apreciación de la magnitud de las convul­
siones solares y lag temperaturas que reinan en la cromósfera y corona solar. Es­
to indujoalp. Bussolini a pensar en la creación de una nueva sección en el Observa­
torio de S. Miguel.
Fue concebida esta sección según los modelos de Cambridge, Joddrell Bank y 
París, en donde un laboratorio electrónico bien equipado podía crear, modificar y 
calibrar los instrumentos que se necesitasen para las diversas observaciones y 
experimentos. A sí se comenzó con la construcción de un radiómetro sintonizado en 
408 M c /s ., por ser esta una banda protegida para Radio-astronomía y un punto in­
termedio entre las ondas métricas que presentan fenómenos más complejos y gene­
ralmente de origen no térmicoy las ondas centimétricas que presentan estructuras 
más sencillas. El instrumento, que emplea un reflector sólido de 5 m. de diáme­
tro, ha sido calibrado para medir directamente el flujo solar durante todo el día, 
como también la amplitud de los bursts que vayan ocurriendo. La calibración y es­
tabilidad se comprueba cada 5 minutos, cuando queda conectada en lugar de la an­
tena, una resistencia de 50 ohms a la temperatura ambiente. También dos veces 
por dlk se enfoca la antena a unos 15 grados más al-este del sol. Los registros ob­
tenidos se miden y su reducción numérica se envía cada mes a diversos observato­
rios y a los centros mundiales.
Entre las recomendaciones que circuló en Mayo la I .Q .S .Y ., para orientar en 
un esfuerzo común los próximos trabajos que se van a hacer durante el máximo so­
lar que se avecina, está el hacer observaciones tanto ópticas como radio-sola res, 
con una resolución de 1 segundo de arco (o mejor) para las primeras, y de 1 un mi­
nuto de arco (o mejor) para las segundas. Quien tenga experiencia en estas mate­
rias reconocerá que no es poco lo que se pide. Con ello se podrá poner a disposi­
ción de los teóricos una mayor y más detallada información para desentrañar los 
secretos del origen de las fulguraciones.
En este contexto, el Observatorio de Física Cósmica de S. Miguel ha decidido 
instalar un radiómetro interferométrico para iá banda de 3 cm s., con una separa­
ción entre antenas de 6 000 lambdas. Un instrumento de este tipo será capaz de una 
resolución en el plano N~S de 3 0" de arco.
Por qué'se escogió esta frecuencia de 9600 M c/s? Es sabido que las frecuen­
cias más altas del sol provienen de la baja corona y cromósfera. Por otra parte, 
parece por cálculos y observaciones hechos anteriormente, que las etapas previas 
a una fulguración cromosférica tienen lugar en regiones relativamente pequeñas 
con un alto gradiente en el campo magnético local cerca de las manchas fotosféri- 
cas. Al mismo tiempo, la compresión del plasma significarfa un aumento de tem­
peratura detectable en un mayor flujo de radio-frecuencia en ondas centimétricas y 
milimétricas. Las ondas más cortas que 3 cms. tienen dificultades de observación 
debido al variable fndice de absorción producido por diversos elementos que inte­
gran la atmósfera (no siempre predecible), amén del mayor costo del instrumen­
tal.
Además del interferòmetro de 3 cms, se espera instalar y poner a punto en co­
laboración con la U .S .A .F ., un receptor de barrido en ondas métricas que permi­
ta realizar estudios sobre la velocidad de deriva de los bursts a esta frecuencia. 
Ayudará esto a identificar los diversos tipos que se reciben en los otros radióme­
tros.
Esto es, descripto brevemente, el programa actual de observaciones que se 
llevan a cabo en San Miguel con relación al sol y lo que se pretende hacer durante 
los dos años próximos. A medida que se pueda disponer de un subsidio fijo, se po­
drán programar los trabajos dentro del marco de las posibilidades existentes. Se 
ha logrado como primer paso concentrar un cúmulo de facilidades, aún incomple­
tas, que colocan a este pafs a la cabeza entre las naciones latino-americanas para 
trabajos de astroffsica solar. Además las observaciones rutinarias que se llevan a 
cabo quedan a disposición de los centros de investigación geofísica y serán envia­
dos a quienes las soliciten para su estudio. Se espera poder tomar parte dentro de 
un corto plazo, en programas conjuntos con centros universitarios para la realiza­
ción de trabajos particulares de un modo semejante al que se ha iniciado ya en co­
laboración con centros extranjeros de investigaciones solares.


Radioastronomía solar y actividades del Observatorio de San Miguel

Benedetti, R. P. E.

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

INFOEMERADIOASTRONOMIA SOLAR Y ACTIVIDADES DEL OBSERVATORIODE SAN MIGUEL R. P. E. Benedetti(Observatorio de Ffsica Cósmica, San Miguel, Pcia. de Buenos Aires)Invitado por la Comisión Organizadora de la presente reunión astronómica Ar­gentina, pensé serfa de interés presentar las nuevas facilidades y planes,dpi Obser­vatorio de Ffsica Cósmica de S. Miguel.Desde hace más de una década, nuestro extinto Director, el llorado Dr. Padre. Juan A . Bussolini, concibió la idea de poner al dfa la sección solar del Observato­rio, colmando asf un hueco entre los observatorios del Cono Sur que eran más bien de fndole astronómica o geoffsica. En el año 1952 se comenzó el catálogo de man­chas solares observadas fotográficamente con un anteojo Zeiss de 5". Esto se hizo posible dentro de las estrecheces económicas de aquellos tiempos, ya que los cos­tos se reducían al precio de una placa fotográfica diaria .. . .  -  En vista, pues, de que se iba dando en los medios científicos una mayor importancia a las observacio­nes solares, concentró sus esfuerzos nuestro P. Bussolini durante los últimos a- ños antes de su prematuro deceso, en llevar a cabo su propósito. De todos es óono- cido el inveterado hábito que tenía de pedir fondos en las comisiones de las que for­maba parte.Pero grande fue también la admiración de sus colegas cuando les mos­tró el fruto de sus inversiones.Su plan tuvo dos partes:En la parte óptica el instrumento más indispensable pa­ra seguir de cerca la actividad solar, era un Filtro monocromático de Lyot para la raya Halfa del hidrógeno. Pero su ambición máxima fue siempre, poseer un "Es­pectrógrafo Solar"al vacío, según el modelo que vió en el Observatorio de Manila. No estaría fuera de lugar una somera descripción de estos instrumentos.Filtro Monocromático de Lyot. -  Consiste en un conjunto de piezas ópticas pla­nas, unas de cuarzo, otras de polaroid y otras de espato de Islandia, de distintos grosores, que tienen la propiedad en su conjunto de tener un paso-banda de 1 R , o menos, cuando está a la temperatura correcta. Posée la gran ventaja de que se lo­gra obtener la imagen completa del sol para fotografiarla en pocos segundos, con un aparato pequeño, comparado con el espectrógrafo solar, más lento y de dimen­siones mucho mayores.Este Filtro está incorporado en un anteójo astronómico de 5" con montura ecua- t.j'ñal y seguimiento con motor sincrónico.Como a veces la frecuencia de la red no f's exactamente 50 c /s  y durante los equinoccios el movimiento en declinación es considerable, un corrector con células fotoeléctricas centra la imagen solar sobre la película de35 mm que la registra periódicamente a intervalos programados. Po­see, además, un fotómetro que regula la exposición.La finalidad de éste instrumento es principalmente la de patrullaje de fulgura­ciones solares, de particular interés por la longitud a que se encuentra Buenos i- res con respecto a la costa N. Americana, pues le llevamos una hora de adelanto. El centro coordinador de Meudon (Parfs) nos señalo desde las 9 hasta las 11 hora solar local. El dfa én que nuestro Observatorio cuente con más medios eccnómicos* para cubrir mayores gastos de pelfculas y personal, se podrá extender a todo el dfa el perfodo de observación para beneficio de los demás observatorios y centros de estudio sud-americanos. Las fotografías obtenidas de los accidentes cromosfé- ricos, plages, fulguraciones, filamentos y protuberancias, son ya de óptima cali­dad y pueden servir de base para estudios más detallados de su evolución.El Espectrógrafo Solar. -  Fue el sueño del P. Bussolini. Visto en Manila el pro­totipo construfdo por la American Optical C o ., de Pittsburgh, bajo la dirección del Padre Dr. R. Miller de dicho observatorio, quiso el P . Bussolini que se comenza­ra la construcción de un segundo aparato aún antes de disponer de todos los fondos necesarios para ello. Al fin se pudieron obtener estos en parte de ía Cor "’ 'ón Na­cional del Sol Quieto, y el resto directamente del Gobierno de la Nación.La excelencia del aparato podrá ser juzgada por algunas de sus características más salientes: Optica de cuarzo; celóstato con espejos de 410 mm ;Rendija de 80 mm refrigerada por agua; imagen solar de 70 mm ff; Poder de resolución de4 x 10^, que lo colocan entre los seis, o sie­te primeros del mundo.Para poder sacar el máximo partido de estos refinamientos, se tuvo que cons­truir un doble edificio, uno dentro del otro, para evitar vibraciones debidas al vien­to, o bien movimiento de personas. Se rodeó el edificio exterior con un lago circu­lar para reducir las corrientes de convección. Se diseñó un nuevo tipo de cúpula que consta de seis gajos plegables, para evitar turbulencias del aire. Se encerró la parte espectrográfica, en un gran tanque giratorio de4.50 m. de altura, de cons­trucción sumamente rígida y capaz de mantener un alto vacío.El fin al que se dedicará este instrumento, una vez finalizados los detalles de la cúpula y recibidos los filtros necesarios para separar los diversos órdenes de espectros que produce la red de difracción, es el de investigación solar óptica. La capacidad del instrumento no quedará agotada con lo que pueda hacer el personal de S. Miguel y, por lo tanto, habrá tiempo disponible para otros investigadores.Queda por decir que la red de difracción es de Bausch & Lomb, con 699 rayas/ mm y con un bisel de unos 280,‘ lo cual hace que se empleen los espectros de se­gundo y tercer orden. Los motorcitos de seguimiento y de la cámara fotográfica, son alimentados con una corriente de 400 c /s ,  ligeramente ajustable en frecuencia.Trabajos realizados en esta Sección. -  Los que llevan la mayor parte del tiem­po son los relacionados con las observaciones diarias que se envían aTos 'World Data Collection Centers", de Boulder, Meudon, y Moscú. Estos datos los publica-mos en nuestroBoletfn (con atraso debido a dificultades económicas), que compren-' de datos sobre la fotósfera y manchas solares (números de Wolf), y sobre la cro- cromósfera y fulguraciones. Debido a las buenas condiciones de visibilidad en S. 'Miguel, con frecuencia se nos han pedido datos desde Meudon y Zurich.Otros trabajos más particularizados no se han podido llevar a cabo por falta de personal. Con todo, se está terminando un estudio estadístico por el P . Nilo Arria- ga. Subdirector de nuestro Observatorio, y que ya presentó en la revista Geophysi- cal Research de 1956, sobre la relación entre el centro de gravedad de sistema so­lar planetario y el ciclo undecenal de la actividad solar, tema que está despertando particular interés en nuestros dfas.Corona Solar. -  Esta importante parte del sol no puede ser observada satisfac­toriamente en S. Miguel por métodos ópticos debido a la dispersión de la luz am­biente. De ahí el recurso de la Radio-heliograffa. Es bien conocida la relación existente entre la frecuencia en que se reciben las perturbaciones radio-solares y la altura dentro de la corona en que se producen. La intensidad del flujo recibido en radio frecuencia puede medirse, en general, con mucha mayor precisión que en el espectro visible y conducen una mejor apreciación de la magnitud de las convul­siones solares y lag temperaturas que reinan en la cromósfera y corona solar. Es­to indujoalp. Bussolini a pensar en la creación de una nueva sección en el Observa­torio de S. Miguel.Fue concebida esta sección según los modelos de Cambridge, Joddrell Bank y París, en donde un laboratorio electrónico bien equipado podía crear, modificar y calibrar los instrumentos que se necesitasen para las diversas observaciones y experimentos. A sí se comenzó con la construcción de un radiómetro sintonizado en 408 M c /s ., por ser esta una banda protegida para Radio-astronomía y un punto in­termedio entre las ondas métricas que presentan fenómenos más complejos y gene­ralmente de origen no térmicoy las ondas centimétricas que presentan estructuras más sencillas. El instrumento, que emplea un reflector sólido de 5 m. de diáme­tro, ha sido calibrado para medir directamente el flujo solar durante todo el día, como también la amplitud de los bursts que vayan ocurriendo. La calibración y es­tabilidad se comprueba cada 5 minutos, cuando queda conectada en lugar de la an­tena, una resistencia de 50 ohms a la temperatura ambiente. También dos veces por dlk se enfoca la antena a unos 15 grados más al-este del sol. Los registros ob­tenidos se miden y su reducción numérica se envía cada mes a diversos observato­rios y a los centros mundiales.Entre las recomendaciones que circuló en Mayo la I .Q .S .Y ., para orientar en un esfuerzo común los próximos trabajos que se van a hacer durante el máximo so­lar que se avecina, está el hacer observaciones tanto ópticas como radio-sola res, con una resolución de 1 segundo de arco (o mejor) para las primeras, y de 1 un mi­nuto de arco (o mejor) para las segundas. Quien tenga experiencia en estas mate­rias reconocerá que no es poco lo que se pide. Con ello se podrá poner a disposi­ción de los teóricos una mayor y más detallada información para desentrañar los secretos del origen de las fulguraciones.En este contexto, el Observatorio de Física Cósmica de S. Miguel ha decidido instalar un radiómetro interferométrico para iá banda de 3 cm s., con una separa­ción entre antenas de 6 000 lambdas. Un instrumento de este tipo será capaz de una resolución en el plano N~S de 3 0" de arco.Por qué'se escogió esta frecuencia de 9600 M c/s? Es sabido que las frecuen­cias más altas del sol provienen de la baja corona y cromósfera. Por otra parte, parece por cálculos y observaciones hechos anteriormente, que las etapas previas a una fulguración cromosférica tienen lugar en regiones relativamente pequeñas con un alto gradiente en el campo magnético local cerca de las manchas fotosféri- cas. Al mismo tiempo, la compresión del plasma significarfa un aumento de tem­peratura detectable en un mayor flujo de radio-frecuencia en ondas centimétricas y milimétricas. Las ondas más cortas que 3 cms. tienen dificultades de observación debido al variable fndice de absorción producido por diversos elementos que inte­gran la atmósfera (no siempre predecible), amén del mayor costo del instrumen­tal.Además del interferòmetro de 3 cms, se espera instalar y poner a punto en co­laboración con la U .S .A .F ., un receptor de barrido en ondas métricas que permi­ta realizar estudios sobre la velocidad de deriva de los bursts a esta frecuencia. Ayudará esto a identificar los diversos tipos que se reciben en los otros radióme­tros.Esto es, descripto brevemente, el programa actual de observaciones que se llevan a cabo en San Miguel con relación al sol y lo que se pretende hacer durante los dos años próximos. A medida que se pueda disponer de un subsidio fijo, se po­drán programar los trabajos dentro del marco de las posibilidades existentes. Se ha logrado como primer paso concentrar un cúmulo de facilidades, aún incomple­tas, que colocan a este pafs a la cabeza entre las naciones latino-americanas para trabajos de astroffsica solar. Además las observaciones rutinarias que se llevan a cabo quedan a disposición de los centros de investigación geofísica y serán envia­dos a quienes las soliciten para su estudio. Se espera poder tomar parte dentro de un corto plazo, en programas conjuntos con centros universitarios para la realiza­ción de trabajos particulares de un modo semejante al que se ha iniciado ya en co­laboración con centros extranjeros de investigaciones solares.

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