Tema 3: El Sol y su Observación

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1 Tema 3: El Sol y su Observación Generalidades.. El Sol es la estrella de nuestro sistema planetario. Su volumen es veces el de la Tierra y su masa veces la de nuestro planeta. La distancia media Sol Tierra es aproximadamente de 150 millones de km. Como toda estrella, emite una gran cantidad de radiación que llega hasta nosotros en forma de luz y calor principalmente. Esta energía procede de las reacciones nucleares que tienen lugar principalmente en el núcleo del Sol. En cada segundo toneladas de Hidrógeno se convierten en Helio, proceso parecido a las bombas de fusión nuclear pero a gran escala. Su composición química está dominada principalmente por el Hidrógeno y el Helio, aunque también se contiene elementos químicos más pesados en escasa proporción. Desde la antigüedad ha sido constantemente observado, estudiando su movimiento sobre la esfera celeste. Muchos observatorios primitivos tenían como principal función el seguimiento del Sol, para determinar las estaciones y el transcurso del año. Movimientos sobre la esfera celeste. Distinguiremos dos tipos movimiento: el anual y el diurno. de El movimiento anual es consecuencia del movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol y de que el plano orbital (eclíptica) sea diferente del plano ecuatorial de la Tierra formando un ángulo de 23.5 (inclinación de la eclíptica). Este efecto se traduce en que el Sol no salga (ni se ponga) siempre por el mismo punto del horizonte y que cada mediodía alcance una altura diferente. (Los puntos de la esfera celeste sobre los que se sitúa el Sol cada día 1 de 7

2 define la eclíptica, situada en el centro de la banda del Zodiaco). El movimiento diurno es el que observamos diariamente, consecuencia de la rotación de la Tierra. Su salida por el lado Este de la esfera celeste, su lenta ascensión durante la mañana hasta alcanzar su máxima altura a mediodía y su lento declinar hasta ponerse por el lado Oeste En principio, no son necesarios instrumentos muy sofisticados para realizar los estudios sobre el movimiento aparente del Sol. Un instrumento muy sencillo y fácil de construir es el gnomon. Se trata simplemente de un palo recto clavado verticalmente sobre la Tierra. El estudio del movimiento solar se realiza siguiendo la sombra que se proyecta. La longitud de está sombra dependerá de la altura del Sol y la dirección en la que se proyecta dependerá de la hora del día. Así, al amanecer la sombra del gnomon se proyecta hacia el Oeste y es larga. Al avanzar el día, la sombra irá girando hacia el norte y acortándose, indicando el movimiento del Sol sobre la esfera celeste. Justo cuando la sombra es mas corta (para ese día) se proyecta en la dirección norte y es exactamente a mediodía. Después, ya por la tarde, la sombra va girando hacia el este y alargándose. Podemos utilizar este hecho para determinar el meridiano del lugar, ya que si bien la brújula es un sistema sencillo, como el eje magnético de la tierra no coincide con el eje de rotación hay una pequeña diferencia que se conoce como declinación magnética. La dirección norte exacta se desvía ligeramente del punto que señala la aguja de la brújula. Al mismo tiempo podremos observar día a día como cambia la longitud de la sombra. El mejor momento es en el mediodía. En el día del solsticio de verano será cuando la sombra al mediodía sea la más corta del año ya que el sol alcanza su máxima altura. Después poco a poco la sombra se va alargando cada día hasta el solsticio de invierno, cuando la sombra al mediodía es más larga debido que el Sol alcanza su mínima altura. Tiempos: La hora solar verdadera es el ángulo horario del Sol en cada momento y es la que marcan los relojes de Sol. Se consideran las cero horas a mediodía. Es una hora local, es decir, depende de donde estemos. El día se divide en 24 horas, aunque debido a que la rotación de la Tierra no es constante (no tarda siempre lo mismo en dar una vuelta sobre si misma) hay días ligeramente más largos que otros. Para eliminar este inconveniente se ideó la hora solar media, en la que se supone que la Tierra siempre gira 2 de 7

3 a la misma velocidad, La diferencia entre la hora solar verdadera y la hora solar media se conoce como ecuación de tiempo. El valor de esta diferencia puede superar los 16 minutos y depende de la fecha. Hay tablas en las que se representa la ecuación de tiempo y en ellas podemos ver que en cuatro días al año coinciden la hora media y la verdadera. El origen de ese desfase entre la hora solar y la hora solar media está originado por dos causas: La primera es que el plano del Ecuador de la Tierra está inclinado con respecto al plano de su órbita alrededor del Sol (oblicuidad de la eclíptica). La segunda es que la órbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse y no una circunferencia. La Ecuación del Tiempo debida a la Oblicuidad: El ángulo entre el plano del Ecuador y él de la órbita de la Tierra alrededor del Sol es llamado el ángulo de Oblicuidad (entre 21,55 y 24,18 grados). Si asumimos que la órbita de la Tierra es circular, entonces el movimiento aparente del Sol a lo largo del gran círculo, o sea, la Eclíptica, será regular, cubriendo ángulos iguales en tiempos iguales. Medimos el tiempo aparente, sin embargo, como una proyección de este movimiento sobre el Ecuador [Celeste]. Esta proyección llegará a un máximo donde las tangentes a los grandes círculos del Ecuador y la Eclíptica estén paralelas (en los solsticios de verano e invierno, cerca del 21 de Junio y 22 de Diciembre) y llegará a un mínimo donde las tangentes los grandes círculos alcanzen su mayor ángulo (en los equinoccios, cerca del 21 de Marzo y 23 de Septiembre). El Sol estará en el meridiano al mediodía en ambos solsticios y equinoccios y por lo tanto la Ecuación del Tiempo debida a la Oblicuidad será cero en esos momentos. Entre los solsticios y los equinoccios el Sol se retrasará con respecto a la hora del reloj, con 3 de 7

4 mínimos cerca del 5 de Febrero y del 5 de Agosto. Entre los equinoccios y los solsticios el Sol se adelantará a los relojes, con máximos cerca del 5 de Mayo y del 5 de Noviembre. La Ecuación del Tiempo debida al Movimiento Desigual: La órbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse. La distancia entre la Tierra y el Sol llega a su mínimo (perigeo) el 3 de Enero y es máxima (apogeo) el 6 de Julio. La Longitud aparente del Sol cambia más rápidamente cuando la Tierra está más cerca del Sol. El Sol estará en el meridiano al mediodía en estas dos fechas y por lo tanto la Ecuación del Tiempo debida al Movimiento Desigual será entonces cero. Entre el día del perigeo y el del apogeo el Sol se retrasará con respecto a la hora de los relojes, con un mínimo cerca del 31 de Marzo. Entre el apogeo y el siguiente perigeo el Sol se adelantará con respecto a la hora de los relojes, con máximo cerca del 30 de Septiembre. El inconveniente de la hora solar media es que el día empieza justo cuando el Sol esta en lo más alto del cielo. Esto crea inconvenientes por lo que se define la hora civil como la hora media más 12 horas, con lo que el cambio de fecha es a medianoche como estamos acostumbrados. Tanto la hora solar media como la hora civil siguen siendo locales por lo que varían de una ciudad a otra. Este es el principal inconveniente que presentan para su uso. Para uniformizar los relojes cada país se eligieron una serie de meridianos y se determinaron unos husos horarios con lo que cada país marca su hora legal como la hora civil del meridiano central del huso horario. Por motivos económicos generalmente los países suelen añadir una hora, y en ocasiones dos, a la hora legal y a este horario de le denomina hora oficial que es la que marcan nuestros relojes El Tiempo Universal es la hora civil del meridiano de Greenwich y es la que se utiliza en astronomía para uniformizar todas las observaciones. Presenta la ventaja que para realizar estudios de datos aportados por muchos observadores no son necesarias las correcciones horarias y facilita así el cálculo de posiciones o efemérides. 4 de 7

5 Observación. Para el aficionado, el Sol es un sujeto interesante, aun cuando hoy en día es imposible realizar contribuciones de valor científico en este campo fuera de la esfera profesional. La observación continua, las 24 horas del día, y el empleo de instrumentos sumamente avanzados sobre todo el espectro visible por parte de los profesionales excluyen la posibilidad de que el aficionado realice un aporte significativo al conocimiento del astro del día. Aun así, incluso con un sencillo refractor de 60 mm, la observación del Sol no deja de ser agradable e instructiva. Es muy importante tomar precauciones: Observar el Sol sin tomar precauciones puede dañar seriamente la vista, especialmente si utilizamos algún instrumento óptico. Los filtros que se enroscan al ocular suelen agrietarse con el tiempo o con exposiciones relativamente cortas (algunos a los pocos minutos). Los filtros que se anteponen al objetivo son relativamente caros y difíciles de conseguir. La opción que presenta menos riesgos es la proyección, aunque perderemos la posibilidad de observar algunos detalles, Las manchas. Los detalles más notables y más fáciles de seguir son las famosas manchas, que a veces forman grupos tan grandes que resultan distinguibles a simple vista. Con frecuencia, en tomo a los mínimos (épocas en que la actividad solar es más reducida), las manchas solares son en cambio tan pequeñas que pueden confundirse con los poros o resultan directamente imposibles de distinguir. Las manchas y los grupos que forman permiten establecer el grado de actividad solar en un momento dado. Con este fin se aplica el llamado número de Woff, que es 5 de 7

6 una indicación de la actividad diaria del Sol. La fórmula que permite expresarla es la siguiente: R=k(10G+F), donde R es el número de Wolf, k es el factor instrumental, G los grupos de manchas y F el número total de manchas individuales visibles. Convencionalmente, k es igual a 1 para el refractor Fraunhofer de 8 cm de apertura y 110 cm de distancia focal utilizado durante más de un siglo para el estudio del Sol en el observatorio de Zurich. Con un instrumento que revela menos manchas, k vale más de 1; a la inversa, k es menor que 1 para un instrumento más potente que revela más manchas. El valor exacto de k para cada telescopio sólo puede establecerse después de una larga serie de observaciones, pero en líneas generales, y sin temor a cometer grandes errores, se puede afirmar que k vale 1,5 para un 4 cm; 0,9 para un 10 cm; 0,7 para un 16 cm y 0,6 para un 20 cm. El estudio de las manchas, aunque sea por pocos días, muestra fácilmente la rotación del Sol, que vista desde la Tierra parece completarse en 27 días. Las manchas solares se desplazan de este a oeste (de derecha a izquierda en la imagen invertida del telescopio) y recorren 13,3 al día. A causa de la inclinación del ecuador solar sobre la eclíptica, normalmente no parecen moverse en línea recta a través del disco solar, sino describiendo una elipse. Sólo cuando la Tierra atraviesa el plano del ecuador solar parecen desplazarse en línea recta. En los otros periodos del año, el eje de rotación del Sol aparece inclinado con respecto a la eclíptica entre + 7,3 y -7,3 ; esto, según la convención, significa que en el primer caso el polo norte solar está orientado hacia la Tierra, y en el segundo, el polo sur solar. Para dibujar las manchas en su justa posición sobre el disco, el método más conveniente es el de la proyección de la imagen sobre una pantalla, retirando el filtro solar y enfocando sobre un fondo claro. El diámetro de la imagen del disco así formada debe medir entre una y dos veces la apertura del objetivo. Unos diez o doce centímetros pueden considerarse un buen valor para un refractor de 7,5 cm El sistema de la proyección es muy eficaz para indicar la posición de las manchas y las fáculas, pero no resulta adecuado para apreciar los detalles más finos, para lo cual lo más recomendable es la visión directa a través de un filtro. Para fotografiar el disco solar, con detalles del tipo de las manchas, es preciso disponer de un teleobjetivo de por lo menos 300 mm, preferiblemente acoplado a un duplicador de la distancia focal. Estos datos deben interpretarse como puramente indicativos; de hecho, mucho depender de la calidad del teleobjetivo y puede darse el caso de que un 200 mm de excelente calidad ofrezca mejores prestaciones que un 300 mm de calidad mediocre. Un 300 mm con duplicador produce en el negativo un disco 6 de 7

7 solar de 5 mm de diámetro, que en el laboratorio se puede ampliar 10 veces, hasta los 5 cm. Con este equipo conviene recurrir a una exposición de 1/500 s, si se utiliza a mano libre, o mejor aún, de 1/1000. El diafragma debe cerrarse al menos dos puntos con respecto a la abertura máxima, para una mejor definición de la imagen. La película utilizada debe ser siempre de grano muy fino. Con teleobjetivos de milímetros, los resultados tienen poco que envidiar a los obtenidos con telescopios de aficionado; con un sólido trípode y un duplicador de focal se consigue una imagen de 15 a 18 mm en el negativo, con detalles de las manchas y de las fáculas. Mejor el refractor En cuanto a los telescopios, debemos indicar ante todo que los más indicados para las fotografías solares son los refractores de pequeña relación de apertura, como los 80 mm a f/15. Sin embargo, los reflectores sirven perfectamente bien si están diafragmados excéntricamente (como los teleobjetivos de espejo), pues de esta forma no presentan ninguna obstrucción en el haz de luz. En el caso de los sistemas cerrados, como los Maksutov o los Schmidt-Cassegrain, las prestaciones mejoran por su menor sensibilidad al ambiente externo en comparación con los reflectores abiertos, como los Newton. Los mejores filtros que se pueden utilizar con el telescopio son los que se anteponen al objetivo, porque no se recalientan y son completamente seguros. Quien desee mantener bajo el presupuesto, puede utilizar un filtro de mylar, una película muy fina que ofrece prestaciones igualmente buenas para los telescopios pequeños En cambio, son desaconsejables, por ser peligrosos para la vista, los filtros pequeños que se enroscan al ocular, ya que se recalientan y pueden agrietarse. Por otra parte, estos últimos filtros requieren la presencia del ocular, lo cual impide utilizar el telescopio como un teleobjetivo normal de gran distancia focal. Con instrumentos normales resulta imposible registrar otros detalles, aparte de las manchas, las fáculas y las fulguraciones particularmente intensas. Pero actualmente también los aficionados pueden adquirir un filtro especial, que permite fotografiar las protuberancias solares y otros fenómenos relacionados con la actividad del Sol, incluso sin esperar a los eclipses. Sin embargo, el precio de estos filtros es muy elevado, casi el mismo que el de un telescopio reflector de 15 cm. 7 de 7