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Tema 3: El Sol y su Observación
Generalidades. .
El Sol es la estrella de nuestro sistema planetario. Su volumen es 1.300.000 veces
el de la Tierra y su masa 332.000 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
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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
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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
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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.
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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
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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
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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 800-1000 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.
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