From the spectral material obtained in the spectroheliograph of San Miguel, between June 1969 and April 1970, 33 flares with emissions in the umbra and/or penumbra of solar spots have been selected. It has been studied the behaviour of the K line of Ca II. It is indicated a classification of the observed cases. Particularly, in the emission on the umbras it can be noticed a net pick in emission centered in K3, the disappearance of the double inversión K2 and the narrowing of the profile observed in faculas.Asociación Argentina de Astronomí

Seibold, J.R.

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El Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

Desaparición brusca de un filamento asociado a la 
fulguración del 8 de marzo de 1970
M. Rovira y M. Machado
Observatorio Nacional de Física Cósmica, San Miguel
Abstract: The violent ejection of mass in the center of the Ha 
line and in both sides, has been studied. The coincidence of this 
phenomenon with the growth in the integrated flux in 73 cm can 
be distinguished.
Para estudiar el movimiento de masa en la atmósfera
o-
solar obtenemos filtrogramas en el centro de Ha y a 0.5 A 
a ambos costados por medio de un mecanismo de corri­
miento de línea, colocado en el telescopio SECASI de 
140 mm de abertura que toma una fotografía cada 15 seg.
Ha —0.5 A
Lámina IV
Desaparición brusca de un filamento 
Rovira - Machado
Lámina IV — Filtrogramas en el centro y a ambos costados de na.
BOL. N9 16 - Asoc. Aro. de Astr.
En el film del 8 de marzo de 1970 se observa aproxi­
madamente a las 15.30 UT la eyección de un extenso fila­
mento (lámina IV) hacia la zona superior de la corona 
solar asociado a una fulguración de importancia IN.
Se observa también, a las 15.14 UT la desaparición 
de un pequeño filamento cercano al anterior y más tarde 
una eyección de materia en la zona en la que se produjo 
la desaparición del filamento más extenso.
Otro hecho digno de destacar es el crecimiento en 
el flujo integrado en 73 cm registrado por el radioteles­
copio del Observatorio de San Miguel coincidente con la 
evidencia óptica de la desaparición del filamento. Esto 
coincidiría con los resultados obtenidos por Westin y Liszka 
(1970), según los cuales un alto porcentaje de prominen­
cias eruptivas están asociadas con emisión en ondas de 
radio.
Westin H., Liszka, Solar Physics, Vol. 11, 409, 1970.
Algunas características de los perfiles de la línea 
K del Ca II en fulguraciones sobre manchas solares
J. R. Seibold
Observatorio Nacional de Física Cósmica, San Miguel
Abstract: From the spectral material obtained in the spectrohelio- 
graph of San Miguel, between June 1969 and April 1970, 33 fiares 
with emissions in the umbra and/or penumbra of solar spots have 
been selected. It has been studied the behaviour of the K line of 
Ca II. It is indicated a classification of the observed cases. Parti- 
cularly, in the emission on the umbras it can be noticed a net pick 
in emission centered in K3, the disappearance of the double 
inversión K2 and the narrowing of the profile observed in fáculas.
Linsky y Avrett (1970) en un “review” casi exhaustivo 
sobre las líneas H y K solares consideran los diversos aportes 
que se han ido sucediendo desde las primeras observaciones 
de Young en 1872 hasta nuestros días en el conocimiento 
de tales líneas. Al consultar dicho trabajo y la bibliografía 
específica sobre la línea K del Ca II llama la atención la 
ausencia significativa de observaciones sobre el comporta­
miento de dicha línea en fulguraciones sobre manchas 
solares. Por el contrario abundan las observaciones de las 
líneas H y K del Ca II en la atmósfera normal, en fáculas, 
en manchas, sobre el limbo en protuberancias e incluso 
existen diversos estudios sobre la variación centro-limbo. 
También existen algunos trabajos sobre fulguraciones aun­
que no son tan generales como los anteriores. Este hecho 
nos ha llevado a interesamos particularmente en el estudio 
del comportamiento de la línea K del Ca II en fulguracio­
nes situadas sobre manchas solares. Dicho comportamiento 
en condiciones altamente excitadas y en un medio magné­
tico como es el de las manchas solares puede aportar nue­
vos elementos a la elucidación teórica de la formación de 
las líneas H y K del Ca II. Este trabajo se limita a presen­
47
tar los primeros resultados observacionales desde un punto 
de vista cualitativo. Determinaciones cuantitativas y un es­
tudio más detallado serán presentados en un próximo tra­
bajo.
Es bien conocido que las fulguraciones solares están 
íntimamente relacionadas a las manchas y activas que ellas 
configuran. Esto hace que no pocas veces partes brillantes 
de alguna fulguración se sitúen sobre la umbra y/o penum­
bra de manchas tal como lo muestra por ejemplo la lámi­
na I. Del material espectral obtenido en el Espectrohelió- 
grafo de San Miguel entre junio de 1969 y abril de 1970 
hemos seleccionado 33 fulguraciones con emisiones en la 
umbra y/o penumbra de manchas solares. Los espectros han 
sido tomados en el 49 orden sobre el blaze con una disper-
sión de 0,8 A/mm y una exposición media de 1,6. Los 
perfiles de la línea K se obtuvieron gracias al microdensi- 
perfiles de la línea K se obtuvieron gracias al Microdensi- 
tómetro MD 3 (Compagnie des Compteurs - Francia) de 
nuestro observatorio.
Hemos procedido a clasificar provisoriamente los espec­
tros obtenidos eñ cinco clases (lámina VI). La clase I 
reúne a todos los espectros cuya emisión se sitúa sobre las 
manchas solares. La clase II clasifica a las emisiones situadas 
a ambos lados de las manchas. La clase III, a la emisión 
situada entre dos manchas. La clase IV es un tipo especial 
que no tiene en cuenta su ubicación preferencial de la emi­
sión respecto .a las manchas pero cuyo espectro presenta 
diversas asimetrías. La clase V finalmente clasifica aquellas 
emisiones situadas al costado de una mancha tomando ma­
yormente la penumbra de las mismas. Como puede obser­
varse no es una clasificación homogénea ya que la clase IV 
no está incluida de acuerdo al criterio de posición de la 
emisión respecto de las manchas sino a un criterio más bien 
espectral como es el de las asimetrías observadas.
En la figura 1 se muestran tres perfiles típicos de la 
línea K en fáculas y en la umbra y penumbra de manchas 
(Engvold, 1967). Estos perfiles nos muestran que en las 
tres situaciones se da la doble inversión de los picos K2 
aunque en diverso grado. En la medida que nos vamos a la 
umbra la distancia entre los picos K2 disminuye sensible­
mente.
Por otro lado es sabido (Kazachevskaya, 1958; Svestka 
y otros, 1961; Smith y Smith, 1963) que en las fulgura­
ciones cerca del centro del disco son frecuentes en la línea K 
un pico simple de emisión, mientras que en fulguraciones 
hacia el limbo se encuentran las clásicas dobles inversiones 
de la línea. Estos dos tipos de emisión son observados tam­
bién a veces en diversas regiones de una misma fulguración 
(Mckim Malville y otros, 1969).
En la lámina VIla observamos los perfiles de la línea 
K del Ca II en una fulguración de la clase I con su neta 
emisión sobre la umbra. Es notable la desaparición de los 
picos K2 en la emisión sobre la umbra. Cuando se penetra
Fig. 1 — Perfiles de la línea K en fáculas y manchas según 
Engvold (1967). La intensidad es dada en porcentaje 
del continuo.
en la penunmbra comienza a aparecer el doble pico K2 
hasta hacerse bien neto sobre la fácula adjunta. La emisión 
se ha estrechado significativamente y medidas del ancho 
a media intensidad muestran que el ancho de la emisión es 
mínimo en la parte más profunda del espectro de la umbra. 
También para este tipo de perfiles se nota una simetría 
bastante notable sobre todo en la parte umbral. En la lámi­
na VII b vemos los perfiles correspondientes a la clase 
III. La máxima intensidad corresponde a la emisión entre 
las manchas. Los perfiles extremos corresponden a regiones 
faculares. Las dos manchas en realidad son dos penum-
48 Bol. N9 16 - Asoc. Aro. de Astr.
Lámina V SeiboldPerfiles de la línea K en manchas solares
Fulguración 2b en S13 E37 del 6/4/1970 a las 1246 UT.
Lámina VI Perfiles de la línea K en manchas solares Seibold
CLASE 1 CLASE II CLASE lll
CLASEIV CLASE V
49
Ral. N« 16 - Aioc. Abo. db Asm
Lámina VII - a, b, c
Perfiles de la línea K en manchas solares
Seibold
a — Perfiles de la línea K del Ca II en una fulguración de la clase I.
b — Perfiles de la línea K del Cali en una fulguración de la clase III.
50 Bol. N9 16 - Asoc. Ano. di Astil
bras cercanas. Los perfiles en ellas no llegan a presentar 
un neto pico K3 como en la lámina anterior pero sí los dos 
picos K.2 bastante cercanos entre sí y muy semejantes a uno 
de los perfiles de la lámina anterior. Nótese de paso como 
se estrecha la emisión cuando se penetra una mancha. La 
lámina VII c muestra finalmente los perfiles correspondien­
tes a la clase V de una fulguración al borde de una man­
cha. Es evidente el progresivo estrechamiento de la emisión 
en la medida en que se va al centro de la mancha. Allí a 
pesar de que la intensidad pasa por un mínimo incluso in­
ferior al de la región facular de los extremos se nota un 
pico en K3 en perfecto acuerdo a los perfiles sobre las 
umbras. El ancho a media intensidad es allí mínimo. Hacia 
la penumbra externa los perfiles se van engrosando y la 
intensidad aumenta ya que allí se situó la emisión. A pesar 
de que no están bien resueltos los picos K2 sin embargo se 
nota su presencia por la asimetría de los perfiles.
De un análisis de estos perfiles y del material seleccio­
nado podemos concluir lo siguiente sobre los perfiles de 
la línea K en fulguraciones sobre manchas:
1. — La desaparición de la doble inversión K2 y la 
aparición de un neto pico K3 en la emisión de fulguraciones 
situadas sobre la umbra de las manchas solares. Esto es un 
nuevo resultado respecto a los perfiles obtenidos en fáculas 
y sobre manchas donde siempre está presente la doble in­
versión K2.
2. — Las emisiones sobre las umbras se presentan por 
lo general altamente simétricas. Las asimetrías tienden a 
preesntarse en la medida en que se va hacia la penumbra 
externa. A veces se producen fuertes asimetrías como en las 
fulguraciones de la clase IV pero estas asimetrías siempre 
están situadas sobre penumbras por lo menos en los casos 
observados por nosotros.
3. — Se da un angostamiento del perfil de la línea K 
en la medida en que se va hacia el centro de la umbra, en
completo acuerdo a la indicación de Svestka y otros (1961). 
El ancho de la línea a media intensidad es mínimo sobre el 
centro de la umbra.
Agradecemos al personal técnico del Departamento de Optica 
Solar de nuestro observatorio su constante ayuda en la obtención y 
elaboración fotográfica de los espectros.
Engvold, O., Solar Physics, 2, 234, 1967.
Kazachevskaya, T. V., Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., 20, 80, 1958. 
Linsky, J. L. y Avrett, E. H., Pub. Asir. Soc. of Pacific, 82, 169, 
1970.
Smith, H. J. y Smith, E. v. P., Solar Fiares, Macmillan, N. York, 
p. 158, 1963.
Svestka, Z. Kopecky, M., y Blaha, M., BAC, 12, 229, 1961.
Sobre el problema de oscilación de filamentos
Grossi Gallegos, H., Machado, M., y Peralta, M.
Observatorio Nacional de Fisicu Cósmica, San Miguel
Abstract: We analized the images obtained in the center and wings 
of H with the purpose of studying the filament motions. We 
determined the characteristics of the oscillations for different 
cases.
En general se ha aceptado el modelo de filamentos 
propuesto por Kippenhahn y Schlüter (Z. /. Ap. 43, 36) en 
el cual se define al filamento tal como lo muestra la figu­
ra 1, en la que vemos que se encuentra sostenido en un 
campo magnético por las líneas de fuerza, que le son 
transversales. En este caso, la materia que cae del filamento 
lo hace por los costados a lo largo de las líneas de fuerza* 
En el presente trabajo, en base a datos observacionales 
obtenidos en San Miguel a los que agregamos datos refe­
rentes al movimiento en protuberancias y a la morfología 
de las mismas, se pretende sugerir que las observaciones se 
pueden explicar con un modelo muy distinto al mencio­
nado.
Rol.'-N9'16 - Asoc. Arg. de Astr. 51


Algunas características de los perfiles de la línea K del Ca II en fulguraciones sobre manchas solares

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