"Tormentas del Sol".

Bienvenidos a la versión interactiva del
poster de NASA
"Tormentas del Sol".
Este fichero PDF contiene una versión interactiva y en alta resolución
del poster de NASA "Tormentas del Sol". Se navega por él del mismo modo
que se haría por cualquier otro fichero PDF, incluyendo la presentación "The
Dynamic Sun". Pulse sobre las flechas de control en la barra de la parte
superior, en los iconos de la parte izquierda o sobre la barra que recorre la
parte derecha. El texto y las imágenes de la parte de atrás del poster han
sido organizados en páginas individuales para hacer más fácil su lectura y
visualización.
¿Qué es lo que tiene de interactivo? Pulsando en cada imagen rodeada por
lìneas discontínuas se puede ver un vídeo relacionado con dicha imagen.
En casi todos los casos, estos vìdeos son más largos y mejores que los que
se pueden obtener de las páginas de internet de ISTP, y se cargarán más
rápido.
Pulsar aquí para volver a la página inicial
Burbuja, Burbuja, Trabajo y Problema
Mirando el cielo, pensarías que el Sol es estático, plácido, constante.
Desde la superficie terrestre, los únicos rasgos que parecen cambiar son
dónde y cuando aparecerá el Sol: ¿las nubes bloquerán hoy sus rayos?,
¿Aparecerá por encima del horizonte a las 6:30 AM o a las 7:30 AM?. Sin
embargo, a la vez que nuestro Sol nos envía una regular corriente de luz y
calor, tiene su propio tiempo, que es turbulento y dinámico, provocando el
equivalente cósmico de vientos, nubes, ondas, precipitación y tormentas.
El Sol es un enorme reactor termonuclear, que fusiona átomos de
hidrógeno para formar helio y producir temperaturas de millones de grados e
intensos campos magnéticos. Cerca de su superficie el Sol es como una olla
de agua hirviente, con burbujas de gas caliente electrificado - en realidad son
electrones y protones en un cuarto estado de la materia conocido como
plasma- circulando desde el interior hacia la superficie y estallando hacia el
Una imagen del Sol (tomada en luz ultravioleta) revela
espacio. La corriente regular de partículas que fluye desde el Sol hacia el
una superficie moteada, brillantes fulguraciones y
espacio se llama viento solar.
lenguas de gas caliente saltando hacia el espacio
Soplando a una velocidad que varía entre
1280000 a 800.000 de kilometros por hora, el viento solar transporta 1.000.000 de toneladas de
materia hacia el espacio cada segundo (similar a la masa del Gran Lago Salado de Utah). Pero no
es la masa o la velocidad lo que hace potente al viento solar. En
realidad no podría ni siquiera despeinarte porque es una brisa con
muy pocas partículas (nuestro aire es millones de veces más denso
que él). Es la energía acumulada en el plasma, y los campos
magnéticos asociados con él, los que permiten que el viento solar
deforme y choque contra el escudo magnético que la Tierra posee en
el espacio (la magnetosfera). Aunque menos del 1% del viento solar
penetra la magnetosfera, es suficiente para generar millones de
amperios de corriente eléctrica en nuestra atmósfera y causar
tormentas magnéticas ocasionales en el espacio que circunda a la
Tierra.
Si caracterizamos al viento solar como los vientos terrestres moderados, regulares, globales- entonces podemos decir que las
manchas y las fulguraciones solares son como relámpagos y tornados, potentes, pero sólo sobre una pequeña área. Las manchas
A pesar de que se ven como quemaduras en la superficie del Sol, las
solares son zonas oscuras del Sol que se ven así porque son áreas de
manchas solares son en realidad menos calientes que el resto de la superficie
relativa baja temperatura (3000° Celsius) respecto del gas superficial
que la circunda (6000° Celsius). Estas áreas son menos calientes
porque gran parte de su energía está atrapada en intensos campos
magnéticos cientos de veces más intensos que el campo magnético
terrestre.
Por otro lado, las fulguraciones solares aparecen como manchas
brillantes en la superficie del Sol. Las fulguraciones ocurren cuando la
energía magnética acumulada en la atmósfera solar cercana a una
mancha es repentinamente liberada, en un estallido equivalente a
10.000.000 de erupciones volcánicas. La Tierra puede ser embestida
por radiaciones - incluidas las ondas de radio, rayos x y rayos gammay por partículas cargadas luego de una fulguración solar, a pesar de
que la mayoría de las partículas es desviada por el campo magnético
terrestre. Las fulguraciones más potentes ocurren varias veces por
año, mientras que las más débiles son relativamente comunes,
El uso de un disco de ocultación - ver el círculo
ocurriendo a razón de una docena por día durante los períodos de
naranja y blanco en el centro de la foto- permite a
los científicos reconocer el viento solar fluyendo
mayor actividad solar.
desde el Sol
Huracán Sol
Uno de los más importantes eventos solares considerados desde una perspectiva terrestre, es la eyección
de masa coronal (CME es su sigla en inglés), es decir, el equivalente a un huracán. Una CME es la erupción de
una enorme nube de plasma que proviene de la atmósfera exterior del Sol, la corona. La corona es la región
gaseosa por encima de la superficie que se extiende millones de kilometros en el espacio. Delgada y débil
comparada con la superficie del Sol, la corona es visible a ojo desnudo sólo durante un eclipse total de Sol. La
temperatura en esta región es superior a un millón de grados Celsius, 200 veces más caliente que la de la
superficie del Sol.
El motivo por el cual la corona es más caliente que la superficie es aún un misterio para los científicos, pero
la mayoría sospecha que tiene que ver con los complicados campos magnéticos que irrumpen desde el interior y
se desparraman sobre la superficie en enormes arcos y rizos. El fortalecimiento y la interacción de estos rizos
magnéticos, los cuales pueden extenderse por encima
o por debajo unos de otros e incluso entrelazarse,
parece suministrar la energía para calentar la corona
y producir la violenta explosión de una CME.
De acuerdo con algunas de las nuevas
observaciones y teorías, se cree que los rizos
magnéticos más largos y altos del Sol impiden a los
nuevos y pequeños campos emerger desde la
superficie. También sujetan al caliente plasma
transportado por aquellos campos. Tal como una red
sosteniendo un globo de helio, esta red de rizos
magnéticos frena al plasma y los campos
magnéticos que tratan de subir a la corona. Esto
ocasiona una enorme acumulación de energía.
cuando los científicos ven un débil halo que rodea al Sol
Eventualmente, algunos de los rizos magnéticos
(expandiéndose como un disco), saben que una eyección de masa
entretejidos emergen y se cancelan mutuamente,
coronal está frente a la Tierra
haciendo un agujero en la red magnética y
permitiendo a una CME escapar a gran velocidad.
Los investigadores comparan este proceso con el llenado de un globo de helio. Si se infla un globo sin
sujetarlo por debajo, lentamente se escapa a la deriva. Pero si se lo sostiene con una red, puede generarse una
enorme fuerza al llenarlo, que lo empuja hacia arriba. Si se saca la red, el globo se dispara hacia el cielo.
Una vez que escapa de la gravedad solar, una CME desarrolla gran velocidad a través del espacio de
alrededor de un millón y medio de kilometros por hora (400 Km/segundo), y las más veloces llegan a viajar a 8
millones kilometros por hora. Una típica CME puede acarrear más de 10,000 millones de toneladas de plasma
hacia e Sistema Solar, una masa semejante
a la de 100.000 acorazados. La energía en
la burbuja de plasma solar es comparable
al empuje de 100 huracanes juntos.
Unas horas después de soplar por el
espacio, una nube de CME puede crecer
hasta dimensiones que exceden aún las del
Sol, a menudo de 50 millones de
kilometros de ancho. A medida que avanza
en el viento solar, una CME puede crear
una onda de choque que acelera partículas
hasta peligrosos niveles de energía y
velocidad. Detrás de la onda de choque, la
nube de la CME viaja a través del Sistema
Solar bombardeando planetas, asteroides y
otros objetos con radiación y plasma. Si
una CME hace erupción del lado del Sol
que enfrenta a la Tierra, y nuestra órbita
intercepta el paso de la nube, el resultado
la burbuja de plasma en la CME se expande y crece en potencia hasta que
puede ser espectacular y peligroso.
escapa de la energía magnética y gravitatoria del Sol
Tormenta en el Frente
Las eyecciones de masa coronal (CMEs es su sigla en inglés) ocurren a una tasa de pocas veces por semana a
varias veces por día, dependiendo de cuan activo pueda estar
el Sol. Y debido al tamaño de las nubes de plasma que ellas
producen, las probabilidades indican que la Tierra será
alcanzada por una CME de tanto en tanto. Afortunadamente,
nuestro planeta está protegido de los dañinos efectos de la
radiación y el plasma caliente por nuestra atmósfera y por un
invisible escudo magnético conocido como magnetosfera.
Producto del propio campo magnético terrestre, la
magnestosfera nos protege del plasma solar al desviarlo hacia
el espacio.
Pero algunas partículas energéticas ingresan en la
magnetosfera de tanto en tanto, filtrándose por zonas
cercanas a los polos geográficos Norte y Sur, donde el campo
magnético está debilitado y la magnetosfera está parcialmente
abierta hacia el espacio. El flujo de plasma que ingresa puede
Vistas en este caso sobre Alaska, se puede decir que las auroras son inherentes
inducir tormentas magnéticas, alterar el campo magnético
a las tierras más nórdicas y más australes. Aún así, las más poderosas
medido sobre la superficie y producir un fenómeno conocido
tormentas magnéticas pueden producir auroras visibles desde Texas
como auroras.
Muchas cosas pueden suceder en la magnetosfera durante una tormenta
magnética, ya que mucha energía es arrojada en el sistema. Al ser
bombardeados por el plasma del espacio o aún de las zonas más lejanas de la
magnetosfera, los electrones, protones y iones de oxígeno de los cinturones
de Van Allen, se hacen más densos, calientes y veloces. Debido a su
movimiento, estas partículas producen 1.000.000 de amperes de corriente
eléctrica, una sacudida de energía que puede disminuir la intensidad del
campo magnético terrestre. Parte de esa corriente fluye a lo largo de las
líneas de fuerza del campo magnético terrestre hacia la alta atmósfera. El
paso de corriente eléctrica a través de la alta atmósfera y la pérdida de
electrones y protones de la magnetosfera pueden causar el calentamiento y
expansión de la atmósfera, incrementando su densidad a gran altura.
Finalmente, algunas de las partículas excitadas de los cinturones de
radiación pueden sumergirse en la alta atmósfera, donde colisionan con
oxígeno y nitrógeno. Estas colisiones - que usualmente suceden entre 65 y
320 kilometros sobre la superficie- excitan eléctricamente al oxígeno y al
nitrógeno y éstos emiten luz
(los tubos fluorescentes y
los televisores funcionan de
modo similar). El resultado
es una danza cautivante de
Una simulación por computadora de la
luces verde, azul, blanca y
magnetosfera muestra como una nube de
roja, conocidas como ea
CME puede comprimir nuestro campo
aurora boreal y austral
magnético e incrementar su intensidad
(«luces del norte y luces del
sur»). Las auroras aparecen
como sutiles cortinas ondulantes en el cielo nocturno, o simplemente
como parpadeantes bandas difusas. Ambas nos dicen que algo eléctrico
Aunque se hacen más intensas durante una
está sucediendo en el espacio que rodea a la Tierra.
CME, las auroras se producen todos los días.
Viendo lo invisible
Las auroras son los signos visibles del caos magnético en nuestra atmósfera, pero tan lejos, que el ojo humano no
puede detectar mucho de lo que se ha dado en llamar tiempo espacial. Eso sucede porque el material que fluye desde el
Sol hacia la Tierra es muy pequeño, muy difuso o muy débil visto contra el fondo del espacio o el brillo del Sol, como
para dejar huella alguna en la porción visible del espectro.
Debido a que la corona solar es sólo visible a ojo
desnudo durante un eclipse, los científicos usan un disco de
ocultación, que bloquea la luz de la superficie solar y así
crean un eclipse artificial, a fin de detectar lo que el Sol está
arrojando hacia el espacio. Algunos de los más recientes e
importantes avances en la comprensión y rastreo de
eyecciones de masa coronal (CMEs es la sigla en inglés),
provienen de cámaras que fotografían la corona y detectan
el plasma de una CME a medida que se acerca a la Tierra.
Para ver lo invisible, los físicos espaciales confían en
los telescopios que detectan luz visible, luz ultravioleta,
rayos gama y rayos x. Éstos utilizan receptores y
transmisores que detectan las ondas radiales de choque
generadas cuando una CME choca
SOHO
los satélites de ISTP en órbita permiten ver al sistema Solcontra el viento solar (el
Tierra desde diferentes ángulos.
equivalente a
un estampido de sonido en el espacio). Emplean detectores de partículas
Polar
para contar iones y electrones, magnetómetros para registrar cambios en
los campos magnéticos y cámaras para observar los patrones de las
auroras sobre la Tierra.
Todos estos instrumentos y muchos otros son las herramientas de los
cientos de científicos que participan del programa Internacional de Física
Solar-Terrestre (ISTP es la sigla en inglés), un esfuerzo global para
observar y comprender nuestra estrella y sus efectos sobre nuestro medio
ambiente. Una batería de más de 25 satélites lleva instrumentos al espacio,
y junto con los observatorios asentados en tierra, permite a los científicos
estudiar el Sol, la Tierra y el espacio que media entre ellos. Individualmente, los
vehículos espaciales de ISTP actúan como microscopios, que estudian finos detalles
del Sol, el viento solar, así como los límites y funcionamiento interno del escudo
magnético de la Tierra. Unidos entre sí y con los recursos terrestres, actúan como un
telescopio de campo amplio que mira el ambiente solar-terrestre en su conjunto.
Los vehículos espaciales de
ISTP - especialmente Wind, Polar,
Geotail y el Observatorio Solar y
Radar en Sondrestromfjord
Heliosférico (SOHO) - permiten a
los científicos observar todas las
regiones clave del espacio terrestre. Estudian el interior del Sol, su
superficie y la corona, el viento solar y la magnetosfera terrestre,
incluyendo las regiones aurorales y los cinturones de radiación de
Van Allen. Orbitando a más de un millón y medio di kilometros de
la Tierra, los vehículos de ISTP hacen observaciones simultneas y
coordinadas del Sol y la actividad en la magnetosfera. Trabajando
junto con los observatorios terrestres, estos vehículos espaciales
pueden ahora, por primera vez, rastrear las CMEs y otros eventos
de la meterologia espacial desde su cuna hasta su tumba. Algún día
ISTP incluye vehículos espaciales de la NASA, la Agencia Espacial ellos podrán incluso predecir la llegada y los efectos de las CMEs.
Europea, el Instituto para el Espacio y las Ciencias Astronauticas de
Japón y el Instituto de Investigación Espacial de Rusia.
Apagones, Quemazones
Junto con las brillantes auroras, hay otros efectos menos benévolos provenientes de la conexión Sol -Tierra. En
realidad, las brillantes auroras constituyen sólo un signo visible de la alteración que la magnetosfera terrestre ha
sufrido en su balance de energía eléctrica y magnética. Con la descarga promedio de 1500 Gigavatios de electricidad
que las eyecciones de masa coronal (CME es la sigla en inglés) realizan en la alta atmósfera, pueden ocurrir grandes
cambios en nuestro espacio. Esa descarga equivale al doble de la capacidad de generación de energía de los Estados
Unidos en su totalidad. Esos cambios pueden
hacer estragos en un planeta que depende de
satélites, energía eléctrica y comunicaciones
de radio, todos ellos posibles de ser afectados
por fuerzas eléctricas y magnéticas.
Las CMEs pueden ser peligrosas para
los satélites que danzan dentro y fuera de los
cinturones de radiación y el viento solar. Por
ejemplo, una serie de fulguraciones y
eyecciones de masa coronal ocurridas en
Marzo de 1989, produjeron una poderosa
tormenta magnética. Después que las
partículas y la energía bombardearon la
Tierra, más de 1500 satélites disminuyeron su
velocidad o perdieron varios kilometros de
altura en sus órbitas, debido a la creciente
fricción con la atmósfera.
Pero la creciente fricción atmosférica no
es el único efecto que las CMEs pueden
ejercer en los satélites. Los electrones de alta
energía, excitados y acelerados por una
Los efectos de las tormentas magnéticas -lo que los científicos llaman tiempo espacial- se extienden
tormenta, pueden degradar los paneles
desde la superficie terrestre hasta la órbita geoestacionaria de los satélites y aún más allá
solares empleados para proveer energía a los
satélites, y pueden alterar y aún apagar sus
computadoras. El incremento en el flujo
eléctrico en el espacio terrestre, también puede causar una descarga eléctrica sobre la superficie del vehículo. Esa
descarga puede ser eventualmente liberada mediante una chispa
(semejante a la que se siente cuando se toca un metal o a un
amigo luego de arrastrar los pies sobre una alfombra). En 1994,
dos satélites canadienses fueron averiados cuando sufrieron
descargas eléctricas durante tormentas magnéticas; como
consecuencia de ello, el servicio telefónico canadiense se vió
quebrantado durante meses. De modo similar, en Enero de 1997,
un satélite americano dejó de operar horas después que una CME
atacó la magnetosfera. La pérdida de aquel satélite interrumpió
las señales televisivas, las llamadas telefónicas y parte de la red
de monitoreo sísmico de los Estados Unidos.
Las tormentas magnéticas también causan estragos en las
señales de radio, las cuales son reflejadas por la ionósfera
terrestre, es decir, la capa más externa de nuestra atmósfera,
(formada en su mayor parte por plasma), como una especie de
estación natural de retransmisión. En Marzo de 1989, oyentes de
Minnesota reportaron que no podían escuchar sus estaciones
locales de radio, y en cambio podían oír transmisiones de la
Patrulla de Autopistas de California. En un caso extremo, las
Las tormentas magnéticas, como la que se ve aquí en luz
tormentas magnéticas pueden impedir completamente las
ultravioleta, puede hacer estragos en las
radiocomunicaciones y en las estaciones de energía eléctrica
comunicaciones alrededor de los polos de la Tierra, durante horas
y hasta durante días.
En tierra, las tormentas magnéticas pueden afectar la
intensidad del campo magnético terrestre. Estos cambios en
el campo magnético pueden producir aumentos de energía
en las líneas de alta tensión y ocasionar altas corrientes
eléctricas en los gasoductos y oleoductos, que puede
corroerlos y deteriorarlos más rápidamente de lo que
naturalmente sucedería; en las líneas de alta tensión el
exceso de electricidad puede quemar sus transformadores y
producir apagones. Durante la tormenta de Marzo de 1989,
se quemó un transformador en la planta de energía de
Nueva Jersey, y todo un sistema se apagó en la estación
eléctrica de Quebec, dejando a 6 millones de personas sin
electricidad por horas, y a algunos durante meses.
Debido a que mucha información moderna es
transmitida por satélites y otras tecnología avanzadas desde cajeros automáticos y señales de radiodifusión hasta
el Sistema de Posicionamiento Global y sistemas de
señales
de emergencia- las CMES plantean un riesgo natural
y tecnológico para la vida en la Tierra.durante horas y hasta
durante días.
Estas imágenes tomadas por los satélites SOHO (a la izquierda) y POLAR (a la derech
muestran las partículas del Sol bombardeando esos satélites. SOHO muestra el viento
solar en la primera imagen y luego una tormenta de protones acelerados por una CM
POLAR muestra la aurora y el lado diurno de la Tierra antes que los protones precipit
hacia la cámara.
Haga Su Propia Conexión Sol-Tierra
Gracias a Internet, es fácil mantenerse al día con las últimas observaciones y avances en el estudio de la Tierra y
el Sol. En realidad, quien puede acceder a la World Wide Web puede estudiar el Sol, la magnetosfera terrestre y el
espacio interplanetario, porque allí está todo lo que reciben los científicos de ISTP, que de
este modo comparten sus datos.
Muchas de las observaciones hechas por ISTP están disponibles sólo unas horas o unos
días después de haber sido realizadas, permitiéndole presenciar la «ciencia en acción». En
particular, cada vez que una CME parte del Sol y se dirige hacia la Tierra, Usted puede ver el
desarrollo de la tormenta observando algunas de las mismas imágenes y datos que los físicos
están utilizando. Por lo tanto, no espere ver la ciencia plasmada solo en libros o revistas–
examine por encima del hombro de un científico y vea que sucede.
Misión al Geoespacio
Para aprender más acerca de cómo y por qué los físicos estudian el espacio que rodea a la
tierra, vaya a http://www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/outreach/. El sitio incluye artículos y textos
básicos fáciles de leer; un lugar para preguntar y leer acerca de científicos reales; actividades,
imágenes y películas; y una extensa biblioteca de nuevos ítems y artículos acerca de los
últimos y más grandes descubrimientos de nuestra vecindad en el espacio.
Explorador SOHO
Para aprender más acerca del Sol a través de los ojos del Observatorio Solar Heliosférico,
vaya a http://seal.nascom.nasa.gov/explore/. Este sitio incluye ejercicios,
glosarios, actividades y lecciones de ciencia solar, así como información
relacionada con el poster titulado «Nuevas Vistas del Sol» y un lugar para
obtener las respuestas a sus preguntas sobre el Sol.
Tormentas Solares en Vivo
Cada vez que el Sol emite una CME en dirección a la Tierra, los
científicos la rastrean en línea en http:www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/events/.
Programa Internacional de Física Solar-Terrestre
Para conocer las imágenes en vivo y los datos sin editar que ven los
científicos de ISTP, visite http://www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/. Estas páginas
pueden ser bastante técnicas, pero son un verdadero tratado.
Medición del Movimiento de una
Eyección de Masa Coronal
Actividad: Calcular la velocidad y aceleración de una eyección de masa
coronal (CME) basándose en la posición de ésta en una serie de imágenes
tomadas por el instrumento del SOHO conocido como coronógrafo
espectrométrico de gran ángulo (LASCO es la sigla en inglés).
Materiales: regla, calculadora, un set de imágenes del instrumento LASCO
de SOHO. Usted puede usar éste que aparece aquí o recoger otro set en la
dirección electrónica siguiente: http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/
LASCO/las001.gif
Información de base: una importante parte de las investigaciones del
tiempo espacial es la medición de la velocidad de las CMEs y su
aceleración a partir del momento que abandona el Sol. Ésto se hace
rastreando partes en la CME y midiendo su posición en diferentes
momentos. En esta secuencia de imágenes que aparece a la derecha, Usted
puede ver una CME desprendiéndose del Sol por el lado derecho del disco
del coronógrafo. El círculo blanco muestra el tamaño y la ubicación del Sol.
La parte negra es el disco de ocultación que tapa la superficie del Sol y su
corona interior. Las líneas en la parte inferior de las imágenes indican el
diámetro solar.
Procedimiento: seleccione una parte de la CME que vea en las cinco
imágenes, por ejemplo la parte extrema de la nube, o el lado interno. Mida
su posición en cada imagen. Su medición puede convertirse en kilómetros
utilizando una simple razón:
Distancia actual de esa parte desde el Sol
Diámetro del Sol (1.4 mill Km)
=
8:36 UT
9:27 UT
posición de esa parte medida en la imagen
diámetro del Sol medido en la imagen
Usando la distancia al Sol y la hora (indicada en cada imagen), usted puede
calcular la velocidad promedio. La velocidad es definida como la tasa de
cambio de posición. Utilizando los cambios en la posición y la hora, la
velocidad para el período puede calcularse usando la siguiente ecuación:
v=(s2-s1)/(t2-t1), donde s2 es la posición a la hora t2; s1 es la posición a la
hora t1. La aceleración es igual al cambio de la velocidad en cierto tiempo;
ésto es, a=(v2-v1)/(t2-t1), donde v2 es la velocidad a la hora t2; v1 es la
velocidad a la hora t1. Usted puede guardar sus resultados en esta tabla.
Tiempo Universal Intervalo de tiempo
8:05 UT
Posición
10:25 UT
Velocidad promedio Acceleración promedio
8:05
8:36
9:27
10:25
11:23
Posteriores Preguntas y Actividades
• Seleccione otra parte, rastréela y calcule la velocidad y aceleración. ¿Es
diferente de la velocidad y aceleración de la parte anterior que Usted midió?
Los científicos a menudo prestan atención a un cierto número de puntos en
la CME para tener una idea global de lo que está sucediendo.
• ¿Cómo cambió con el tiempo el tamaño de la CME? ¿Qué clase de fuerzas
habrán actuado sobre la CME? ¿Cómo afecta eso sus datos?
Créditos: ésta actividad está basada en «Física Centrada en el Sol»,
un set de planes de lecciones desarrollado por Linda Knisely.
11:23 UT
Fuentes de informacion de la NASA para Educadores
La central de operaciones de fuentes de la NASA para
educadores (CORE es la sigla en inglés), fue creada para la
distribución nacional e internacional de los materiales
educativos de la NASA en formato audiovisual. Los educadores pueden obtener un catálogo y un formulario de solicitud
de los mismos a alguna de las siguientes variante:
• NASA CORE
Lorain County Joint Vocational School
15181 Route 58 South
Oberlin, OH 44074
• Phone (440) 774-1051, Ext. 249 or 293
• Fax (440) 774-2144
• E-mail [email protected]
• Home Page: http://spacelink.nasa.gov/CORE
Red central de fuentes para educadores
Para obtener información adicional disponible para la
comunidad educativa, la División Educación de la NASA ha
creado la red central de fuentes para educadores (ERC es la
sigla en inglés). ERC contiene abundante información para
educadores: publicaciones, libros de referencia, sets de
diapositivas, cassettes, videos, programas de telelectura,
programas de computadora, planes de lecciones, guías para
educadores con actividades. Los educadores pueden verlos
previamente, copiar o recibir materiales de la NASA en esos
sitios. Debido a que cada centro de la NASA tiene sus propias
áreas de especialización, dos ERCs no son exactamente
iguales. Las llamadas telefónicas son bienvenidas si Usted no
puede visitar el ERC que sirve a su área geográfica. La lista de
los centros y regiones que ellos atienden incluye la siguiente
información:
AK, AZ, CA, HI, ID, MT, NV, OR,
UT, WA, WY
NASA Educator Resource Center
Mail Stop 253-2
NASA Ames Research Center
Moffett Field, CA 94035-1000
Phone: (415) 604-3574
AL, AR, IA, LA, MO,TN
U.S. Space and Rocket Center
NASA Educator Resource Center for
NASA Marshall Space Flight Center
P.O. Box 070015
Huntsville, AL 35807-7015
Phone: (205) 544-5812
CT, DE, DC, ME, MD, MA, NH,
NJ, NY, PA, RI, VT
NASA Educator Resource Laboratory
Mail Code 130.3
NASA Goddard Space Flight Center
Greenbelt, MD 20771-0001
Phone: (301) 286-8570
MS
NASA Educator Resource Center
Building 1200
NASA John C. Stennis Space Center
Stennis Space Center, MS 39529-6000
Phone: (601) 688-3338
CO, KS, NE, NM, ND, OK, SD, TX
JSC Educator Resource Center
Space Center Houston
NASA Johnson Space Center
1601 NASA Road One
Houston, TX 77058-3696
Phone: (281) 483-8696
FL, GA, PR, VI
NASA Educator Resource Laboratory
Mail Code ERL
NASA Kennedy Space Center
Kennedy Space Center, FL 32899-0001
Phone: (407) 867-4090
KY, NC, SC, VA, WV
Virginia Air and Space Museum
NASA Educator Resource Center for
NASA Langley Research Center
600 Settler's Landing Road
Hampton, VA 23669-4033
Phone: (757) 727-0900 x 757
IL, IN, MI, MN, OH, WI
NASA Educator Resource Center
Mail Stop 8-1
NASA Lewis Research Center
21000 Brookpark Road
Cleveland, OH 44135-3191
Phone: (216) 433-2017
NASA Educator Resource Center
JPL Educational Outreach
Mail Stop CS-530
NASA Jet Propulsion Laboratory
4800 Oak Grove Drive
Pasadena, CA 91109-8099
Phone: (818) 354-6916
CA cities near the center
NASA Educator Resource Center for
NASA Dryden Flight Research Center
45108 N. 3rd Street East
Lancaster, CA 93535
Phone: (805) 948-7347
VA and MD's Eastern Shores
NASA Educator Resource Lab
Education Complex - Visitor Center
Building J-1
NASA Wallops Flight Facility
Wallops Island, VA 23337-5099
Phone: (757) 824-2297/2298
Centros Regionales de Fuentes para Educadores (RERCs es la
sigla en inglés) ofrece más accesos a los materiales educativos
de la NASA. NASA se ha asociado con universidades, museos,
y otras instituciones educativas para servir como RERCs en
muchos estados. Una lista completa de RERCs está disponible
en CORE, o en forma electrónica vía NASA spacelink en http:/
/spacelink.nasa.gov/
NASA on line Fuentes para Educadores provee educación para
educadores e instrucciones de materiales para educadores, profesores y estudiantes. Un amplio rango de información está aquí
disponible, incluyendo ciencia, matemática, ingeniería planes
de lecciones educativas de tecnología, información histórica relacionada con la astronáutica y el programa espacial, reportes
del estado de los proyectos corrientes de la NASA, nuevas versiones, información de los programas educativos de la NASA,
software y archivos gráficos útiles. Los educadores y los estudiantes también pueden utilizar las fuentes d e la NASA como
herramientas de aprendizaje para explorar Internet, accediendo a información relacionada con becas educativas,
interactuando con otras escuelas que ya están en línea y participando en proyectos interactivos en línea, comunicándose con
científicos de la NASA, ingenieros, y otros miembros del equipo para experimentar la excitación de los proyectos de la NASA.
Acceda a estas fuentes a través de la página de la NASA
http://www.hq.nasa.gov/education
Televisión NASA (NTV) es el sistema de distribución de programas en vivo o grabados de la agencia. Ofrece al público una butaca en primera fila para ver lanzamientos y misiones, así como
información y programación educativa, documentales históricos
y actualización de los últimos desarrollos en astronáutica y ciencia espacial. NTV se transmite por el satélite G2, Transponder 9C
a 85 grados de longitud Oeste, polarización vertical, con una frecuencia de 3880 megahertz y audio de 6.8 megahertz.
Aparte de cubrir las misiones en vivo, la programación regular
de NASA televisión incluye un Archivo de Video desde las 12:00
del mediodía hasta la 1:00 PM, un Archivo de la galería NASA de
1:00 a 2:00 PM y un archivo Educativo de 2:00 a 3:00 PM (todas
horas del Este). Esta secuencia se repite a las 3:00 PM, 6:00 PM y
9:00 PM, de Lunes a Viernes. La programación de los archivos
educativos puede copiarse para usos posteriores.
Para obtener mayor información sobre NASA Televisión,
contáctese con NASA Headquarters, Code
P-2, NASA TV, Washington, DC 20546-0001 Phone (202) 358-3572
Página NTV: http://www.hq.nasa.gov/ntv.html
Cómo acceder a los Materiales y Servicios Educativos de la
NASA, EP-1996-11-345-HQ. Éste folleto sirve como guía de
acceso a una gran variedad de materiales y servicios de la
NASA para educadores. Las copias están disponibles a través
de la red ERC, o electrónicamente vía NASA Spacelink. Para
introducirse en NASA Spacelink vaya a la siguiente dirección:
http://spacelink.nasa.gov/