Tema 3: El Sol y su Observación

Generalidades. .

El Sol es la estrella de nuestro sistema planetario. Su volumen es 1.300.000 vecesel 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 nosotrosen forma de luz y calor principalmente. Esta energía procede de las reacciones nuclearesque tienen lugar principalmente en el núcleo del Sol. En cada segundo toneladas deHidrógeno se convierten en Helio, proceso parecido a las bombas de fusión nuclear peroa 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 movimientosobre la esfera celeste. Muchos observatorios primitivos tenían como principal función elseguimiento del Sol, para determinar las estaciones y el transcurso del año.

Movimientos sobre la esfera celeste.

Distinguiremos dos tipos demovimiento: el anual y el diurno.

El movimiento anual esconsecuencia del movimiento detraslación de la Tierra alrededor del Sol yde que el plano orbital (eclíptica) seadiferente del plano ecuatorial de la Tierraformando un ángulo de 23.5° (inclinaciónde la eclíptica). Este efecto se traduce enque el Sol no salga (ni se ponga) siemprepor el mismo punto del horizonte y quecada mediodía alcance una alturadiferente. (Los puntos de la esfera celestesobre 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 observamosdiariamente, consecuencia de la rotación de la Tierra.Su salida por el lado Este de la esfera celeste, su lentaascensión durante la mañana hasta alcanzar sumáxima altura a mediodía y su lento declinar hastaponerse por el lado Oeste

En principio, no son necesarios instrumentos muysofisticados para realizar los estudios sobre elmovimiento aparente del Sol.

Un instrumento muy sencillo y fácil de construir esel gnomon. Se trata simplemente de un palo rectoclavado verticalmente sobre la Tierra. El estudio delmovimiento solar se realiza siguiendo la sombra que seproyecta.

La longitud de está sombra dependerá de la altura del Sol y la dirección en la quese proyecta dependerá de la hora del día.

Así, al amanecer la sombra del gnomon se proyecta hacia el Oeste y es larga. Alavanzar el día, la sombra irá girando hacia el norte y acortándose, indicando elmovimiento del Sol sobre la esfera celeste. Justo cuando la sombra es mas corta (paraese día) se proyecta en la dirección norte y es exactamente a mediodía. Después, ya porla tarde, la sombra va girando hacia el este y alargándose.

Podemos utilizar este hecho paradeterminar el meridiano del lugar, ya que sibien la brújula es un sistema sencillo, como eleje magnético de la tierra no coincide con eleje de rotación hay una pequeña diferenciaque se conoce como declinación magnética.La dirección norte exacta se desvíaligeramente del punto que señala la aguja dela brújula.

Al mismo tiempo podremos observar díaa día como cambia la longitud de la sombra. El mejor momento es en el mediodía. En eldía del solsticio de verano será cuando la sombra al mediodía sea la más corta del añoya que el sol alcanza su máxima altura. Después poco a poco la sombra se va alargandocada día hasta el solsticio de invierno, cuando la sombra al mediodía es más largadebido que el Sol alcanza su mínima altura.

Tiempos:

La hora solar verdadera es el ángulo horario del Sol en cada momento y es la quemarcan 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 quela rotación de la Tierra no es constante (no tarda siempre lo mismo en dar una vueltasobre si misma) hay días ligeramente más largos que otros. Para eliminar esteinconveniente 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 comoecuación de tiempo. El valor de esta diferencia puede superar los 16 minutos y dependede la fecha. Hay tablas en las que se representa la ecuación de tiempo y en ellaspodemos 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 pordos causas: La primera es que el plano del Ecuador de la Tierra está inclinado conrespecto al plano de su órbita alrededor del Sol (oblicuidad de la eclíptica). La segundaes 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 Soles 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 aparentedel Sol a lo largo del gran círculo, o sea, la Eclíptica, será regular, cubriendo ángulosiguales en tiempos iguales. Medimos el tiempo aparente, sin embargo, como unaproyección de este movimiento sobre el Ecuador [Celeste].

Esta proyección llegará a un máximo donde las tangentes a los grandes círculos delEcuador y la Eclíptica estén paralelas (en los solsticios de verano e invierno, cerca del 21de Junio y 22 de Diciembre) y llegará a un mínimo donde las tangentes los grandescírculos alcanzen su mayor ángulo (en los equinoccios, cerca del 21 de Marzo y 23 deSeptiembre).

El Sol estará en el meridiano al mediodía en ambos solsticios y equinoccios y por lotanto la Ecuación del Tiempo debida a la Oblicuidad será cero en esos momentos. Entrelos 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 solsticiosel Sol se adelantará a los relojes, con máximos cerca del 5 de Mayo y del 5 deNoviembre.

La Ecuación del Tiempo debida al Movimiento Desigual:

La órbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse. La distancia entre la Tierra yel Sol llega a su mínimo (perigeo) el 3 de Enero y es máxima (apogeo) el 6 de Julio. LaLongitud aparente del Sol cambia más rápidamente cuando la Tierra está más cerca delSol. El Sol estará en el meridiano al mediodía en estas dos fechas y por lo tanto laEcuación del Tiempo debida al Movimiento Desigual será entonces cero. Entre el día delperigeo y el del apogeo el Sol se retrasará con respecto a la hora de los relojes, con unmínimo cerca del 31 de Marzo. Entre el apogeo y el siguiente perigeo el Sol seadelantará con respecto a la hora de los relojes, con máximo cerca del 30 deSeptiembre.

El inconveniente de la hora solar media es que el día empieza justo cuando el Solesta en lo más alto del cielo. Esto crea inconvenientes por lo que se define la hora civilcomo la hora media más 12 horas, con lo que el cambio de fecha es a medianoche comoestamos acostumbrados.

Tanto la hora solar media como la hora civil siguen siendo locales por lo que varíande 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 sedeterminaron unos husos horarios con lo que cada país marca su hora legal como lahora civil del meridiano central del huso horario.

Por motivos económicos generalmente los países suelen añadir una hora, y enocasiones dos, a la hora legal y a este horario de le denomina hora oficial que es la quemarcan nuestros relojes

El Tiempo Universal es la hora civil del meridiano de Greenwich y es la que seutiliza en astronomía para uniformizar todas las observaciones. Presenta la ventaja quepara realizar estudios de datos aportados por muchos observadores no son necesariaslas 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 esimposible realizar contribuciones de valor científico en este campo fuera de la esferaprofesional. La observación continua, las 24 horas del día, y el empleo de instrumentossumamente avanzados sobre todo el espectro visible por parte de los profesionalesexcluyen la posibilidad de que el aficionado realice un aporte significativo al conocimientodel astro del día. Aun así, incluso con un sencillo refractor de 60 mm, la observación delSol no deja de ser agradable e instructiva.

Es muy importante tomar precauciones: Observar el Sol sin tomar precaucionespuede dañar seriamente la vista, especialmente si utilizamos algún instrumento óptico.Los filtros que se enroscan al ocular suelen agrietarse con el tiempo o con exposicionesrelativamente cortas (algunos a los pocos minutos). Los filtros que se anteponen alobjetivo son relativamente caros y difíciles de conseguir. La opción que presenta menosriesgos 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 aveces forman grupos tan grandes que resultan distinguibles a simple vista. Confrecuencia, 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 poroso resultan directamente imposibles de distinguir.

Las manchas y los grupos que forman permiten establecer el grado de actividadsolar 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 lasiguiente:

R=k(10G+F),

donde R es el número de Wolf, k es el factor instrumental, G los grupos demanchas y F el número total de manchas individuales visibles.

Convencionalmente, k es igual a 1 para el refractor Fraunhofer de 8 cm de aperturay 110 cm de distancia focal utilizado durante más de un siglo para el estudio del Sol en elobservatorio 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 másmanchas. El valor exacto de k para cada telescopio sólo puede establecerse después deuna larga serie de observaciones, pero en líneas generales, y sin temor a cometergrandes errores, se puede afirmar que k vale 1,5 para un 4 cm; 0,9 para un 10 cm; 0,7para un 16 cm y 0,6 para un 20 cm.

El estudio de las manchas, aunque sea por pocos días, muestra fácilmente larotación del Sol, que vista desde la Tierra parece completarse en 27 días. Las manchassolares se desplazan de este a oeste (de derecha a izquierda en la imagen invertida deltelescopio) y recorren 13,3° al día. A causa de la inclinación del ecuador solar sobre laeclíptica, normalmente no parecen moverse en línea recta a través del disco solar, sinodescribiendo una elipse. Sólo cuando la Tierra atraviesa el plano del ecuador solarparecen desplazarse en línea recta. En los otros periodos del año, el eje de rotación delSol aparece inclinado con respecto a la eclíptica entre + 7,3° y -7,3°; esto, según laconvención, significa que en el primer caso el polo norte solar está orientado hacia laTierra, y en el segundo, el polo sur solar.

Para dibujar las manchas en sujusta posición sobre el disco, elmétodo más conveniente es el de laproyección de la imagen sobre unapantalla, retirando el filtro solar yenfocando sobre un fondo claro. Eldiámetro de la imagen del disco asíformada debe medir entre una y dosveces la apertura del objetivo. Unosdiez o doce centímetros puedenconsiderarse un buen valor para unrefractor de 7,5 cm El sistema de laproyección es muy eficaz paraindicar la posición de las manchas ylas fáculas, pero no resultaadecuado para apreciar los detalles más finos, para lo cual lo más recomendable es lavisión directa a través de un filtro.

Para fotografiar el disco solar, con detalles del tipo de las manchas, es precisodisponer de un teleobjetivo de por lo menos 300 mm, preferiblemente acoplado a unduplicador de la distancia focal. Estos datos deben interpretarse como puramenteindicativos; de hecho, mucho depender de la calidad del teleobjetivo y puede darse elcaso de que un 200 mm de excelente calidad ofrezca mejores prestaciones que un 300mm 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 5cm. Con este equipo conviene recurrir a una exposición de 1/500 s, si se utiliza a manolibre, o mejor aún, de 1/1000. El diafragma debe cerrarse al menos dos puntos conrespecto a la abertura máxima, para una mejor definición de la imagen. La películautilizada debe ser siempre de grano muy fino.

Con teleobjetivos de 800-1000 milímetros, los resultados tienen poco que envidiar alos obtenidos con telescopios de aficionado; con un sólido trípode y un duplicador defocal se consigue una imagen de 15 a 18 mm en el negativo, con detalles de lasmanchas y de las fáculas.

Mejor el refractor

En cuanto a los telescopios, debemos indicar ante todo que los más indicados paralas fotografías solares son los refractores de pequeña relación de apertura, como los 80mm a f/15. Sin embargo, los reflectores sirven perfectamente bien si están diafragmadosexcéntricamente (como los teleobjetivos de espejo), pues de esta forma no presentanninguna obstrucción en el haz de luz. En el caso de los sistemas cerrados, como losMaksutov o los Schmidt-Cassegrain, las prestaciones mejoran por su menor sensibilidadal ambiente externo en comparación con los reflectores abiertos, como los Newton.

Los mejores filtros que se pueden utilizar con el telescopio son los que seanteponen al objetivo, porque no se recalientan y son completamente seguros. Quiendesee mantener bajo el presupuesto, puede utilizar un filtro de mylar, una película muyfina que ofrece prestaciones igualmente buenas para los telescopios pequeños

En cambio, son desaconsejables, por ser peligrosos para la vista, los filtrospequeños 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 impideutilizar el telescopio como un teleobjetivo normal de gran distancia focal.

Con instrumentos normales resulta imposible registrar otros detalles, aparte de lasmanchas, las fáculas y las fulguraciones particularmente intensas. Pero actualmentetambién los aficionados pueden adquirir un filtro especial, que permite fotografiar lasprotuberancias solares y otros fenómenos relacionados con la actividad del Sol, inclusosin esperar a los eclipses. Sin embargo, el precio de estos filtros es muy elevado, casi elmismo que el de un telescopio reflector de 15 cm.

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