Observación Solar

Observación

La observación solar siempre debe realizarse tomando en cuenta las debidas precauciones para evitar dañar irreparablemente la vista. Siempre debe observarse el Sol mediante la colocación de un filtro de apertura completa en la entrada de luz del telescopio (no en el ocular) o utilizando el método de proyección cuando sea posible. Los fabricantes no recomiendan la utilización del método de proyección en telescopios de grandes aperturas o diseños Cassegrain debido al posible sobre calentamiento de la óptica interna de los equipos.

El Sol es la estrella mas cercana a la Tierra, esta ubicada a una distancia media de 150 millones de km, tanto que la luz tarda algo mas de 8 minutos en llegar a nuestro planeta. Es el objeto mas brillante del cielo, con una magnitud de -26,8.

Existen dos principales métodos de observación: con filtro y por medio de proyección. El primero es muy utilizado para los telescopios de mayor apertura, siendo el más aconsejable. Se trata de un accesorio que se fija en la entrada de luz del telescopio, evitando que la luz directa ingrese al sistema óptico. Los filtros de apertura completa suelen ser de dos tipos: de cristal o de algún polímetro flexible como Mylar u otro. En caso de desear adquirir un filtro solar se recomienda consultar con los comercios especializados para obtener un consejo adecuado para el instrumento.

El método de proyección es más popular entre los telescopios refractores de diámetros pequeños. COnsiste en proyectar la imagen solar directamente desde el ocular hacia una superficie blanca, plana y uniforme, a cierta distancia del ocular. Cuanto más alejada se encuentre la superficie de proyección, más grande será la imagen obtenida, pero también más débil. El correcto enfoque de la imagen se obtiene modificando el foco del tlescopio.

Este método no es del todo recomendable para telescopios reflectores de mas de 100 mm de diámetro dado que el gran calor generado por la concentración de la luz sobre el ocular puede dañarlos, los oculares de calidad están diseñados con múltiples elementos adheridos entre si mediante un adhesivo para óptica el cual puede llegar a estropearse, o incluso puede estallar el mismo cristal a causa del gran calor.

Al hacer observaciones solares se pueden notar varias manchas sobre la superficie. Las manchas solares cambian de forma, aparecen y desaparecen y se mueven conforme la rotación solar avanza. Se deben dibujar las posiciones de las mismas y si es posible detallar su forma y clasificarlas. Se debe notar que las manchas no suelen estar solas, sino que forman grupos de manchas. Se debe anotar el numero de grupos visibles y dibujarlos individualmente en detalle si se desea.

Antes de comenzar a dibujar las manchas en un circulo que representa al Sol, debe identificarse el Norte y el Este solar. Para ello debe dejarse el telescopio inmóvil y notar que borde del disco solar es el primero en interceptar el borde del ocular, este punto es el Oeste. Otra forma de identificar la línea Este-Oeste es mover el eje de ascensión recta y notar en que dirección se desplaza la imagen solar, o aún mejor, en que dirección se desplaza alguna marca en particular (como una mancha).

Si se utiliza el método de proyección, sin utilizar motor de seguimiento, marcar sobre la superficie de observación una de las manchas con un simple punto y seguirla durante algunos instantes antes de que desaparezca del campo visual y sin mover la superficie de observación. Entonces marcar nuevamente la posición actual de esa misma mancha y trazar una línea recta que una ambas marcas.

El mejor momento del día para la observación solar es después del amanecer, cuando al aire aun no ha sido calentado por el calor solar y se mantiene estable. Mas hacia el mediodía el Sol se encuentra mas alto sobre el horizonte, pero las perturbaciones atmosféricas deterioran la calidad de la imagen. Aun así no se deben descartar posibles buenas observaciones.

Existen solo dos momentos en los cuales el Sol es observable a simple vista sin peligro: cuando se encuentra cerca del horizonte y en la totalidad de un eclipse total del Sol.

Al realizar observaciones debe anotarse los siguientes parámetros: Fecha, Hora Local y Tiempo Universal, Número de Grupos, detallando los del Hemisferio Norte y los del Hemisferio Sur, Número de manchas (también detallando del mismo modo que los grupos), Numero de Wolf, Estabilidad de la Imagen (mala, regular, buena, ect.), Nubosidad y si es posible la Temperatura ambiente en grados Celsius.

Observadores avanzados pueden calcular la posición de las manchas sobre el disco solar utilizando coordenadas heliográficas y hacer el correspondiente seguimiento de las mismas en el transcurso de los días.

Otro fenómeno notable es que el borde solar (el limbo o periferia) es menos brillante que el centro de la imagen. Esto se debe a que en los bordes la luz atravesó mas camino para llegar al telescopio a través de la atmósfera solar, oscureciéndose un poco.

Para observar las detalles, como las impresionantes erupciones solares, se utilizan filtros más específicos (y más costosos) como los de Hidrógeno alfa (Hα), que hacen posible observar estos fenómenos gracias a que solo dejan pasar la luz de una estrecha banda correspondiente a la 656.28 nm.

Número de Wolf

El número de Wolf (R) se obtiene mediante la siguiente fórmula:

R = 10 x G + M

donde G es el número total de grupos (ambos hemisferios) y M en numero total de manchas (también las de ambos hemisferios sumadas). Debe tenerse en cuenta que si se observa una mancha individual, aislada de cualquier otra, se considera como un grupo de una sola mancha.

Eclipses Solares

Se produce un eclipse solar cuando la posición del Sol y de la Luna coinciden en el cielo, por lo menos lo suficiente como para que parte del disco solar sea ocultado por el disco lunar. Gracias a una coincidencia de factores tenemos la oportunidad de observar tanto eclipses totales como anulares, dado que si la Luna estuviese mas lejos de la Tierra, o fuese mas pequeña su superficie no llegaría a ocultar totalmente el disco solar, obteniéndose eclipses anulares en el mejor de los casos.

Debe tenerse en cuenta que aunque la Luna se encuentre en fase nueva cada ciclo, no siempre se produce un eclipse lunar. Esto es debido a que la órbita de la Luna posee una inclinación con respecto a la eclíptica de unos 5 grados. Por esto la Luna permanece la mayoría del tiempo fuera de la eclíptica, y el Sol solo se mueve sobre la eclíptica (por definición)

La condición para que se produzca un eclipse es que el Sol se localice cerca de alguno de los nodos de la órbita lunar. Un nodo es el punto en el cual la Luna cruza la eclíptica, se denomina nodo ascendente cuando la cruza de Sur a Norte, y descendente si la cruza de Norte a Sur. La Luna tarda unos 28 días cumplir todo un ciclo, o sea, en volver a encontrarse en el nodo ascendente o descendente en ocasiones consecutivas, moviéndose en el cielo de Oeste a Este (movimiento diario, medido sobre el fondo de estrellas)

Los nodos no se mantienen fijos en un punto de la eclíptica sino que rotan con un periodo de algo mas de 18 años (Saros), con lo cual tenemos un desplazamiento de unos 19 grados por año aproximadamente, hacia el Oeste, por eso la alineación entre el Sol y los nodos ocurre en menos de 6 meses (se daría así si no rotasen). Cuando es Luna nueva y esta se localiza en el nodo ascendente y el Sol comparte esa misma posición en la eclíptica se da un eclipse solar.

La línea de los nodos apunta al Sol 3 veces al año, el llamado año ecliptical dura alrededor de 346,6 días (tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos del Sol por el mismo nodo de la órbita lunar)

En un Saros ocurren alrededor de 71 eclipses de Sol, de los cuales la mitad son totales o anulares, el resto solo parciales.

Un eclipse total se da cuando la Luna oculta el disco solar completamente, uno parcial cuando solo pasa sobre parte del disco solar y uno anular cuando la Luna se localiza en su apogeo (el punto mas lejano a la Tierra de su órbita) o cerca de él, de tal manera que al pasar sobre el disco solar su superficie en el cielo no es suficiente como para llegar a cubrir todo el Sol, dejando un anillo de luz a su alrededor.

Para saber si el eclipse será anular o total es importante conocer la distancia a la cual se extiende el cono de sombra de la Luna, para esto puede utilizarse la siguiente fórmula:

L = [ r / (R - r) ] . d

Donde L es la longitud del cono de sombra desde el centro de la Luna, r es el radio de la Luna (1.738 km), R es el radio del Sol (696.041 km) y d la distancia del Sol a la Luna al momento del cálculo (puede calcularse restando a la distancia de la Tierra al Sol la distancia de la Tierra a la Luna al momento del cálculo). Teniendo en cuenta ciertos factores se deduce que la longitud del cono de sombra lunar varía entre 57,5 y 59,5 radios terrestres.

La observación de eclipses solares esta limitada a regiones muy especificas de la Tierra, dependiendo del eclipse, dado que la distancia a la Luna no es suficientemente grande para poder despreciar el efecto de la paralaje (el desplazamiento aparente sobre el fondo del cielo producto de diferentes ubicaciones sobre la superficie terrestre). Por este motivo la gran mayoría de los casos un eclipse total, por ejemplo, solo es observable de forma parcial en un sitio determinado, la totalidad esta limitada a un estrecho corredor de solo unos pocos kilómetros de ancho.

Así, aunque los eclipses solares sean mas frecuentes que los lunares, es mas probable poder observar uno lunar dado que no depende de la posición del observador, sino solo de la posición de la Luna, por arriba o por debajo del horizonte al momento del elclipse.