The post ¿Se puede aprender astronomía con la música? first appeared on Astrónomos MX.

La fiesta ya pasó. Los invitados: el Sol, Venus, la Tierra y millones de espectadores que esperaban ansiosos ser testigos de un evento -que habrá de repetirse más de un siglo después- suspiramos, aliviados; tras una avalancha de emociones e incertidumbre por un clima que –traicionero- amenazaba con arruinar el encuentro. Y algunos, lamentablemente, ya no tuvieron ocasión de espiar la breve visita que la diosa de la belleza hizo al astro rey.

Contento porque no he recibido reporte alguno de personas lesionadas en su vista, celebro que en mi ciudad cientos de visitantes se hayan dado cita en el Planetario Alfa, en la UDEM y en la UANL para contemplar el tránsito de Venus frente al Sol por medio de múltiples telescopios, filtros y sistemas de proyección. Mi agradecimiento para la Universidad de Monterrey por recibirnos como sede para la observación del tránsito.

La amenaza fantasma

Temprano en la mañana del martes 5 de junio, el pronóstico del clima era desalentador: cielo nublado y lluvias. Y no hacía falta ser especialista para esperar condiciones así: la mañana era oscura, bajo un cielo completamente cubierto de densas nubes. Pero, si algo he aprendido en tantos años de observación es que la historia no está escrita y el clima «no tiene palabra».

Nada menos, el día anterior al tránsito –el lunes 4 de junio- se esperaba un eclipse parcial de Luna, antes de amanecer. Lo mejor habría de acontecer entre 5 y 6 de la mañana. Publiqué que estaría en un parque, esperando a los interesados y　 cuando mi despertador sonó a las 4:30 AM y me asomé por la ventana, vi el cielo cerrado. Quise renunciar antes de tiempo pero ¿qué pasaría si algún optimista se presentaba a la cita? Más valía cumplir. Llegué al parque y con escepticismo me di cuenta de que de la Luna, sólo se veía su resplandor, atrás y arriba de las nubes. Ni siquiera su contorno. El eclipse inició ¡y ni quién lo viera! Ni siquiera yo. Seguía nublado. 5:15. 5:30. 5:45. Evidentemente nadie más vendría. Lo que yo no sabía era que en el momento de la centralidad, la protagonista del evento celeste sí se presentaría, puntual.

¡Sí, señor! Poco después de las 6:00 AM -en el mejor momento del eclipse- la Luna se dejó ver, con esa gran mordida que le hacía el oscuro contorno de la sombra terrestre. Lo dicho: «la fiesta no se acaba hasta que se acaba». Y ahí estaba sólo, pero bien acompañado.

Así que ver un cielo cerrado el martes, no me desanimó, a pesar de que todavía a mediodía, abundaban las nubes. A las 3:00 PM algunos me preguntaban: -¿Se verá el tránsito? -«No lo se, pero más vale estar preparados»

Y la espera no fue en vano: el Sol se veía rebonito ¡lleno de manchas!

El sitio de observación

Pedro Valdes Sada imparte la asignatura de Astronomía en la Universidad de Monterrey y amablemente nos invitó a presenciar el tránsito desde el edificio de Residencias e la UDEM. El Planetario Alfa, muy cercano a la Sierra Madre, vería interrumpido el tránsito mucho antes de llegar el Sol al horizonte; pero éste era un lugar indicado. Una semana antes ya habíamos establecido el punto por donde habría de ocultarse el Sol tras el horizonte y de paso determinamos la posición de la estrella polar respecto a la topografía circunvecina. De día no se puede ver Polaris y los telescopios debían estar perfectamente alineados, así que referimos una cañada del cerro de las Mitras como nuestro «norte».

Más de 20 telescopios e instrumentos se dispusieron en Residencias, en el jardín central y el corredor-balcón que está orientado hacia el oeste. Había todo tipo de telescopios: desde pequeños refractores, catadióptricos medianos, reflectores y sistemas de proyección para observación exclusiva del Sol. Los visitantes que llegaban a Residencias eran recibidos por una lona informativa con detalles del tránsito cortesía del Comité Nacional Noche de las Estrellas y Kosmos Scientific de México, S.A. de C.V.; quienes asimismo tuvieron a bien facilitar unos filtros para la observación del Sol.

A mí me acompañó el «viejo fiel»: un telescopio de 10″ Meade que serviría como montura glorificada para el PST (Personal Solar Telescope) de Coronado. Éste serviría para observar la estructura de la atmósfera solar y permitiría –tal vez- registrar la aproximación de Venus aún antes del primer contacto.

Obervaciones «Ponchito»

Alejandro Correa –socio de muchos años de la SAPA y entrañable amigo- sorprendió como siempre con sus demostraciones de lo que un observador entusiasta puede hacer con recursos limitados. Y no que no disponga de un telescopio mayor (un Celestron 8 que también apuntaba al Sol) sino que disfruta ver a familias y niños curiosear el evento con una máscara de cartón + filtro de soldador de 14 sombras, unos binoculares de 10X con el mismo filtro, así como un pequeño refractor que proyectaba nítidamente el disco solar hacia la tapa semitransparente de un tubo de papas fritas.

La magia del H-Alpha

Lo prometo: estaré preparado para el próximo tránsito ¿de Venus? No, ja ja ja, ése ya pasó; pero Mercurio cruzará frente al Sol el 9 de mayo de 2016 (Anótenlo en su agenda) y no quiero cometer el mismo error. Veamos.

Mi telescopio H-alpha estaba listo para mostrar el primer contacto y tenía fuertes sospechas de que me permitiría verlo poco antes de que fuera evidente en el resto de los instrumentos. ¿Por qué? Porque la emisión del Sol en hidrógeno ionizado (es decir, la luz del hidrógeno excitado) permite ver la actividad de su atmósfera (llamada cromosfera) más allá de la superficie del Sol. La cromosfera se alza cuando menos 2000 kilómetros por encima de la superficie brillante del Sol (la fotosfera) así que muy probablemente vería el disco oscuro de Venus proyectado sobre la cromosfera, antes de llegar a la fotosfera. Tenía también perfectamente determinado el punto por dónde ingresaría Venus (en muchos telescopios es fácil perder la noción de arriba y abajo, o en este caso: norte y este)

Todo parecía en su lugar pero me falló el cálculo. Venus sí se vio sobre la cromosfera solar ¡pero mucho antes de lo que yo esperaba! Para cuando me di cuenta, una tercera parte del planeta ya estaba «mordiendo» las espículas solares y grité de emoción (y algo de frustración, ja ja ja). ¡No lo podía creer! Venus se había anticipado seis minutos ANTES del «primer contacto» oficial y era perfectamente visible con el telescopio H-alpha. Y yo que creía que eso sólo lo detectaban los telescopios de la NASA, ja ja ja. Siempre se aprende algo nuevo. Seis minutos parece poco, pero superó por mucho mis expectativas.

El corazón latía estrepitosamente pero Venus se tomó su tiempo. Lentamente, se deslizó frente al borde solar.

Las observaciones inesperadas no habían terminado: mucho antes del segundo contacto el efecto de gota negra –alimentado por la turbulencia atmosférica- pareció distorsionar la figura de Venus. Por unos momentos, no parecía una esferita ingresando al disco solar, sino uno de esos fantasmitas de videojuego que persiguen al apurado Pac Man, pero negro (ése vale más puntos).

Poco a poco, antes de cerrarse la separación que rodeaba a Venus, otro efecto fantástico: entre las puntas –cada vez más juntas- del contorno solar, se formó un arco tenue de luz rojiza: ¡Un crepúsculo extraterrestre, dibujado por las nubes de Venus, iluminadas a contraluz! Es decir, aún no terminaba Venus de ingresar al disco iluminado del Sol, cuando ya era evidente la circunferencia completa del planeta. Algo muy similar sucede cuando una persona tiene un foco atrás de su cabeza y sus cabellos parecen iluminarse. Lo mismo sucedió con Venus y otros los confirmaron también: Pedro Valdés Sada, Luis Manzanero y Jorge Elias Gutiérrez. Pedro describió atinadamente el fenómeno del copete venusino como un «puente chino» sobre el borde solar.

¡Segundo contacto! ¡No, todavía no!

Grité emocionado «-¡Segundo contacto!» y la respuesta fue un frío «-¡TODAVÍA NO!»

¿Cómo de que no? Clarito se ve el disco completo adentro de … ¡Ah, sí! Venus ya estaba englobado por la cromosfera solar, pero todavía no ingresaba completamente a la fotosfera ¡Que interesante! Me fui al telescopio de Rafael Chávez; y dicho y hecho: Venus era aún una gran muesca redonda, que aún no «cerraba». La vista en el telescopio de Ilsa Chapa también era genial: un Sol dorado, lleno de pecas con una perla negra invadiendo el borde del Sol. Así, sucedió algo insólito: pude observar dos veces el segundo contacto, en un mismo tránsito: primero en la cromosfera y la segunda ocasión en la fotosfera. Tomé todas las fotos que pude.

De ahí en delante, muchísimas personas se acercaron al pequeño telescopio. El PST parece un juguete pero el aspecto del Sol a través suyo era maravilloso. En el extremo opuesto del ingreso de Venus, dos grandes prominencias se levantaban perpendiculares a la superficie solar -como antenitas- y cuando menos otras 7 prominencias dibujaban rizos cerrados alrededor del Sol. A primera vista las «antenitas» no parecían muy grandes –es decir, comparadas con el Sol- pero no hay que olvidar que el Sol es ENORME: esos gases arrastrados por los campos magnéticos (que parecían, pero que no son llamaradas) alcanzaban una altura de ¡50,000 kilómetros! También se observaron –sobre el disco solar- largos filamentos de gas oscuro que se contorsionaban alrededor de las regiones activas.

Una hora antes del atardecer y el Sol se «transformó». El rumor –en broma- de que su aspecto se había tornado similar al de Júpiter se debía a unas líneas de tendido eléctrico que se cruzaron en nuestro camino. Algunos sintieron que su secuencia de fotos se había arruinado. Otros lo festejaron como un detalle estético, revelador del aspecto humano, en la observación del evento.

A medida que el Sol se acercaba al horizonte, otra transformación se hizo evidente: la atmósfera terrestre estaba cobrando su factura. Además de que el aire turbulento hacía vibrar el pequeño lunar oscuro, me sorprendí de ver que mi última foto con el PST mostraba un Sol muy distorsionado. Parecía una sandía. Al revisar la imagen en la cámara pensé que había tomado mal la foto, pero pronto caí en cuenta que la imagen aplastada obedecía a la cercanía al horizonte. Así como una pajilla parece doblarse en un vaso de agua –a causa de la refracción- la imagen del Sol se había «doblado» al cruzar las capas de aire terrestre.

Se corrió la voz y ya casi no pude observar a través del PST. El lado bueno es que muchos contemplaron asombrados el conjunto del Sol, las manchas, las prominencias y el disco negro azabache de Venus. Ya no me fue posible observarlo y fotografiarlo durante la puesta de Sol (con el PST), por lo que decidí usar el telefoto a secas para captar el atardecer. Las únicas nubes que se dejaron ver durante todo el transcurso del fenómeno fueron unas delgadas hebras blancas que enmarcaron al Sol justo antes de perderse tras una distante meseta.

El Sol finalmente se escondió de nuestra vista y un momento memorable –además del evento celeste- fue que mi hijo –casi tan alto como yo- me abrazó fuertemente, diciendo: -Gracias, papá, por dejar que te acompañara a ver este tránsito.

Tras la puesta del Sol: Un nuevo Venus

Procuramos estar preparados para resolver las dudas que puedan surgir de los fenómenos celestes, pero cuando -tras el clímax, las porras y los aplausos- estábamos ya guardando nuestros equipos, surgió la pregunta insólita: un amigo se detuvo a ver los colores del hermoso crepúsculo y preguntó inocente: -«¿Y Venus?». Lo miramos con una sonrisa, «peló» los ojos y estalló en una carcajada cuando cayó en cuenta de que ya conocía la respuesta. Y es que Venus ya ha dejado de ser «lucero de la tarde». Este mismo fin de semana se presentará con una nueva faceta: ahora será el «lucero de la mañana» en los próximos meses.

¡Busquen a Venus! Los primeros días estará rasando el horizonte pocos minutos antes de la salida del Sol y exhibirá un diámetro dilatado y una fase sorprendentemente delgada. Necesitarán un cielo libre de nubes y un horizonte plano hacia el este. Unos simples binoculares de 10 X serán suficientes para mostrar su fase creciente y cualquier telescopio pequeño ofrecerá una imagen increíble. Venus se asomará casi en el mismo punto por donde «sale» el Sol.

Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
www.astronomos.org

Saludos y cielos despejados.
¿Te gustó este artículo?
¡Compártelo!

Cualquier comentario es bien recibido y si deseas que publiquemos algún tema, veremos la manera de poner a tu alcance información al respecto.

*-*-*-*

El autor es socio (desde 1988) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

*-*-*-*

Si te interesa recibir las fotografías del tránsito, solicítalas a pablo@astronomos.org o consúltalas en mi sitio Facebook «Pablo Lonnie Pacheco Railey»

The post Mi experiencia con el tránsito de Venus (2012) first appeared on Astrónomos MX.

Tránsito de Venus frente al Sol
– 5 de junio 2012-
Por Dr. Pedro Valdés Sada
Departamento de Física y Matemáticas, División de Ingeniería y Tecnología
Universidad de Monterrey

INTRODUCCIÓN

Este 5 de Junio podremos presenciar, si las nubes lo permiten, un fenómeno muy inusual en el cielo: el paso del planeta Venus frente al Sol. A esto se le conoce como un “Tránsito de Venus”, y solamente ha sido presenciado por la humanidad en seis ocasiones anteriores: en 1639, 1761, 1769, 1874, 1882, y en el 2004.

Los planetas inferiores a la Tierra -Mercurio y Venus- son los únicos que tienen posibilidad de cruzar frente al disco solar vistos desde nuestro planeta. Uno pensaría que esto sucede cada vez que uno de estos planetas pasa entre la Tierra y el Sol, pero la realidad es que debido a que las órbitas de los planetas están inclinadas ligeramente con respecto al plano de la órbita de la Tierra, esto no sucede frecuentemente. Para Mercurio -el planeta más cercano al Sol- ocurren entre 13 y 14 tránsitos por siglo. El último fue el 8 de noviembre del 2006 y el siguiente será el 9 de mayo del 2016.

Para el planeta Venus los tránsitos son aún menos frecuentes. Estos vienen agrupados en pares separados por 8 años, con largos intervalos de 105 ó 122 años sin tránsitos. El último tránsito que tuvimos de Venus fue el 8 de junio del 2004 y su pareja será este 5 de junio del 2012. Para observar otro tránsito de Venus tendremos que esperar 105 años ¡hasta diciembre del año 2117!

HISTORIA

Johannes Kepler fue la primera persona en deducir que Venus cruzaba frente al Sol periódicamente y calculó que habría de suceder un tránsito en 1631, pero el evento no era observable en Europa. A finales de 1638 Jeremiah Horrocks -un astrónomo aficionado británico- refinó los cálculos de Kepler y encontró que un segundo tránsito de Venus sucedería en junio de 1639, antes de tener que esperar 122 años para el siguiente. Desafortunadamente no tuvo tiempo de diseminar esta información entre los astrónomos europeos y solamente él y su amigo William Crabtree pudieron presenciar el evento.

En 1663 el matemático James Gregory propuso que el observar un tránsito del planeta Mercurio frente al Sol desde puntos extremos del planeta Tierra pudiera ser utilizado para calcular la distancia entre el Sol y la Tierra mediante simple triangulación (o “paralaje”, para los astrónomos). Este método se basa en el aparente cambio de posición de un objeto cercano con respecto al fondo cuando se observa desde dos puntos vecinos y cuya separación conocemos. Nosotros lo utilizamos de manera constante e inconsciente al tener dos ojos con los cuales percibimos profundidad. En 1676 el astrónomo Edmond Halley observó un tránsito de Mercurio desde la isla de Santa Helena y se dio cuenta de que el método podría emplearse con mejores resultados observando tránsitos de Venus en lugar de Mercurio.

Una incógnita importante para la astronomía en ese entonces era conocer la “unidad astronómica”, es decir, la distancia exacta entre el Sol y la Tierra, ya que este valor podría ser utilizado para determinar las dimensiones completas del Sistema Solar. Halley propuso que se organizaran expediciones mundiales para observar los tránsitos de Venus de 1761 y 1769. Halley murió en 1742, pero numerosas expediciones patrocinadas por varios gobiernos fueron organizadas exitosamente para observar el evento. Entre ellas destacan las de Charles Mason y Jeremiah Dixon al Cabo de Buena Esperanza en África y la del Capitán Cook a la isla de Tahití en el Pacífico Sur.

En 1771 el astrónomo francés Jerome Lalande utilizó todas las observaciones disponibles y calculó que el valor de la unidad astronómica era de 153 millones de kilómetros, con una incertidumbre de más/menos 1 millón. Este resultado no tuvo la precisión esperada y deseada debido a un efecto óptico causado por la atmósfera terrestre conocido como el de la “gota negra”. En este fenómeno el disco oscuro de Venus parece extender una sombra hacia el borde del Sol cuando acaba de ingresar completamente al disco solar. De igual manera al salir, antes de tocar la orilla del Sol, nuevamente una sombra parece extenderse. Hubo que esperar 105 años para tratar de mejorar las observaciones y calcular con mayor precisión el tamaño del Sistema Solar.

Los tránsitos de Venus de 1874 y 1882 fueron esperados con gran ansiedad. Para entonces la ciencia había avanzado y ahora se podrían utilizar nuevas herramientas para no solamente observar el evento, sino registrarlo también. Con el desarrollo de la fotografía se podría obtener un registro permanente del tránsito que podría ser medido varias veces, eliminando en parte el factor humano introducido por una observación en vivo sin oportunidad de repetición.

Se organizaron una mayor cantidad de estaciones de observación por todo el mundo para este par de tránsitos. En particular la República Mexicana patrocinó a último minuto un grupo de científicos mexicanos liderado por Francisco Días Covarrubias, a que viajaran a Japón para observar el evento. Ellos se instalaron cerca de la ciudad de Yokohama y observaron el tránsito con éxito, logrando tomar varias fotografías del evento y medir los tiempos cuando el planeta entraba y salía del disco solar. El tránsito de 1882 fue observado en México desde el Observatorio Nacional en el Bosque de Chapultepec.

A pesar de las mejoras técnicas, el efecto de la “gota negra” siguió impidiendo que se midiera con exactitud el evento, aún con el advenimiento de la fotografía. Además para entonces se comenzaban a utilizar otras técnicas para medir con gran precisión el valor de la unidad astronómica, y el valor científico de observar los tránsitos de Venus disminuyó.

Para el 2004 los tránsitos de Venus pasaron a ser meramente una curiosidad astronómica a pesar de los continuos avances en la tecnología de observación. Ahora, por métodos de rebotar señales de radar de la superficie de Venus, hemos logrado medir la distancia de la Tierra al Sol con una precisión increíble y un rango de incertidumbre de más/menos 3 metros.

TRÁNSITO DE 2012 PARA MONTERREY

En toda la República Mexicana podremos presenciar con comodidad el instante en que el planeta Venus ingrese al disco solar así como el progreso del tránsito la tarde del martes 5 de junio del 2012. Tras haberse internado en la porción más central de su trayectoria, el egreso del planeta ya no será visible pues será interrumpido por el atardecer. El evento completo solamente podrá ser observado en el Océano Pacífico desde las islas Hawaianas hasta Australia y el este de Asia.

En Monterrey: estando el Sol a una altitud de 43 grados sobre el horizonte oeste y aproximadamente a las 5:05 PM (horario de verano del centro de México) Venus parecerá tocar la parte noreste del disco solar (Primer Contacto). El planeta tardará unos 18 minutos hasta cruzar completamente la orilla del Sol (Segundo Contacto). Venus no cruzará por el centro del Sol, sin embargo, la parte central del tránsito ocurrirá a las 8:25 PM y sólo 5 minutos después el Sol empezará a ocultarse en el horizonte noroeste (25 grados al norte del Oeste). Por tal motivo es de suma importancia encontrar un sitio de observación que ofrezca un horizonte plano y sin obstáculos.

* En otras localidades del país, los tiempos varían por un minuto a lo mucho, pero el atardecer acontecerá en horario diferente.

OBSERVACIÓN SOLAR CON SEGURIDAD

El observar al Sol siempre es peligroso y hay que tomar precauciones extremas para no dañar la vista o sufrir ceguera parcial o incluso total. Muchos piensan que observar al Sol es peligroso solamente durante un eclipse pero siempre es peligroso observar al Sol en cualquier momento. Los eclipses, los tránsitos y el estudio de la superficie solar son situaciones que requieren el uso de técnicas especiales para observar al Sol de manera segura.

¿Qué se recomienda para observar al Sol con seguridad? La forma más sencilla es conseguir en una ferretería un filtro o cristal de soldador de 14 sombras y observar a través de él. También hay a la venta filtros especialmente diseñados para observar el Sol. Muchas veces vienen en forma de lentes de cartón para uso personal. Estos filtros impiden el paso de la dañina luz ultravioleta e infrarroja y bloquean la mayor parte de la luz visible permitiendo ver el disco solar cómodamente.

El observar al Sol con equipo óptico (binoculares, telescopios, etc.) es particularmente peligroso y hay que tomar precauciones mayores. Esto es porque estamos concentrando la luz del Sol en un sólo punto que calienta el sistema óptico y puede quemar o romper el equipo y hacer daño irreversible a nuestro ojo. Es como si utilizáramos una lupa para concentrar la luz del Sol y quemar una hoja de papel, con la diferencia de que lo que estamos poniendo en riesgo es nuestra vista. El interior del ojo no tiene nervios que nos adviertan si se está lesionando o no el interior del ojo. Lo que sucedería es que terminaríamos dañando permanentemente el interior del ojo sin darnos cuenta y tendríamos un punto ciego permanente en nuestra vista. Quienes han sufrido esta lesión permanente NO reportan la ceguera de forma inmediata.

Para utilizar equipo óptico con seguridad hay que conseguir un filtro especializado que se coloque frente a la entrada del telescopio para evitar que entre al telescopio la mayor parte de la luz y caliente el sistema óptico. En ocasiones venden pequeños filtros que se enroscan al final del telescopio, dentro del ocular por donde observamos. Estos son peligrosísimos ya que se pueden romper por el calor concentrado sin previo aviso y quemar nuestra vista. Estos “filtros” se deben evitar a toda costa. Solamente son seguros los filtros especializados que se colocan a la entrada del telescopio.

NUNCA utilice los siguientes aditamentos para la observación del Sol: lentes oscuros, vidrios ahumados, CDs, radiografías, película fotográfica, etc. Todos estos son peligrosos. Reiteramos: podemos causarnos daño a la vista sin darnos cuenta cuando utilizamos equipo inapropiado. Puede no encandilarnos, dolernos, ni molestarnos, y esto no significa que es inofensivo.

Otra técnica utilizada para observar al Sol, cuando no tenemos un filtro solar, es la de proyectar la imagen del Sol que obtenemos a través de un telescopio o binoculares sobre una pantalla blanca colocada detrás del ocular. En este caso primero se debe RETIRAR el buscador del telescopio y DISMINUIR a 1 pulgada la entrada de luz al telescopio (mediante una tapa opaca que cubra toda la entrada del telescopio, dejando un orificio de 1 pulgada). De esta manera varias personas pueden observar el evento a la vez. En este caso hay que tener precaución de que nadie interponga algo entre el ocular y la pantalla, ya que este objeto puede calentarse y dañarse. Mejor aún si el cono luminoso saliente se proyecta sobre una pantalla blanca traslúcida.

ESTACIONES DE OBSERVACIÓN EN EL ÁREA METROPOLITANA DE MONTERREY

Universidad de Monterrey (UDEM), en Residencias* (17:00 horas)
Planetario Alfa, en Observatorio (17:00 horas)
Universidad Autónoma de Nuevo León (UANL), en estacionamiento CICFIM / Posgrado (16:00 horas)
Universidad Autónoma de Nuevo León (UANL), Planetario de Montemorelos (16:00 horas)

En diferentes sitios habrá telescopios dispuestos con filtros especializados para observación solar, presentaciones describiendo el evento y proyecciones en vivo del tránsito de Venus desde otros sitios del Mundo. En todos los sitios la observación durará hasta que el Sol sea ocultado por la topografía local y el horizonte.

Estos sitios contarán con una serie de telescopios disponibles para observar el tránsito de Venus con seguridad. Invitamos a la Comunidad Universitaria y al público en general a que asista con su familia para disfrutar de un evento único, pues nadie sobrevivirá hasta la próxima oportunidad. El siguiente tránsito de Venus será en el año 2117.

¿Quiénes colaboran en este esfuerzo con equipo especializado? Además de las instituciones mencionadas, socios de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, Kosmos Scientific de México S. A. y el comité local de Noche de las Estrellas.

* La entrada a la UDEM es por Av. I Morones Prieto y por Av. Alfonso Reyes. Hay estacionamientos de paga y gratuitos disponibles para su comodidad. La entrada a Residencias será controlada por seguridad. Por favor traigan una identificación con fotografía que tendrán que intercambiar por un gafete a la entrada de Residencias. En caso de condiciones atmosféricas adversas tendremos un pequeño auditorio disponible con una proyección del evento por Internet desde algún sitio con mejores condiciones climáticas.

¡Los esperamos!

The post Tránsito de Venus frente al Sol este 5 de junio de 2012 first appeared on Astrónomos MX.

The post Hace 152 años, la primera observación de una tormenta solar first appeared on Astrónomos MX.

La actividad asociada con las regiones de manchas solares, tales como las ráfagas, sí tienen efectos de otro tipo. Cuando una gran ráfaga se produce, la energía expulsada viaja al espacio interplanetario y al llegar a la Tierra interacciona con el campo magnético de la Tierra, produciéndose así auroras boreales, interferencia en las comunicaciones de onda corta y alteraciones en el campo magnético terrestre.

En el pasado se pensaba que el nivel de radiación solar era menor durante el máximo del ciclo de manchas solares, al encontrarse un porcentaje de su disco cubierto por manchas. Sin embargo, mediciones precisas desde el espacio, han permitido determinar que ocurre lo contrario: durante el máximo de manchas la Tierra recibe un monto mayor de radiación. Esto se explica fácilmente si consideramos que, si bien parte del disco solar tiene manchas con un menor grado de temperatura, en torno a estas la fotósfera y cromósfera está excitada a una mayor temperatura en lo que se conocen como fáculas fotosféricas o playas cromosféricas. Con una mayor área que las manchas, estas contribuyen a una mayor radiación.
Antonio Sánchez Ibarra/101 Preguntas sobre astronomía

The post ¿En qué nos afectan las manchas solares? first appeared on Astrónomos MX.

Actualmente nos encontramos de nuevo en el mínimo para dar inicio a lo que será el ciclo número 24. Sin embargo, a diferencia del mínimo del ciclo pasado en que sólo un mes estuvo el Sol sin manchas, en esta ocasión, por ejemplo el año 2008, más de 260 días el disco solar se presentó limpio de manchas. Por ello, se considera que el mínimo del ciclo actual se ha prolongado mucho tiempo.

The post El Sol y sus manchas solares first appeared on Astrónomos MX.

Tengo algunas preguntas que en alguna reunión pasada entre los cuñados y alguna familia nos preguntamos:

1.- ¿El Sol es negro o amarillo?
2.- ¿Cuál será su temperatura?

Saludos, Jesús Hernández

RESPUESTA

La respuesta a la pregunta del color del Sol se puede responder de varias maneras…

La luz del Sol emitida desde su superficie es blanca (por eso se puede descomponer con un prisma en los colores del arco iris). También emite luz no visible. De todos los colores que el Sol emite, el verde es el más intenso (si atenuáramos todos los colores parejo, !veríamos al Sol ligeramente verde¡)

¿Qué pasa cuando al color verde le restamos el azul? Obtenemos amarillo. En otras palabras: amarillo + azul = verde ¿Qué implica esto? Que nuestra atmósfera –actuando como un filtro- dispersa el color azul del Sol y entonces nos quedamos con una fuerte impresión de que es amarillo, pero sumando estos dos colores, tendríamos un refulgente color verde. (Que en la vida real se ve blanco porque se suman los demás colores: violeta, naranja, rojo, etc.)
En su interior, el Sol produce rayos gamma, que –camino a la superficie- se va transformando en radiación de longitudes de onda más largas: rayos X, luz ultravioleta, luz blanca, infrarroja, radio, etc. pero, estrictamente hablando, en el centro, solo habría rayos gamma. Como nuestros ojos no están capacitados para ver esta radiación, nuestra percepción (suponiendo que pudiéramos tolerar la increíble presión y temperatura) es que el interior del Sol es negro.
La temperatura en la superficie del Sol es de 5,770 k (kelvin)
La temperatura en el centro del Sol se estima en  aproximadamente 15 a 40 millones de grados

Saludos y cielos despejados
Pablo Lonnie Pacheco

The post Pues, ¿De qué color es el Sol? ¿Verde? first appeared on Astrónomos MX.

Las grandes tormentas que se van a producir. Que pueden colapsar todos los sistemas eléctricos y dejarnos a oscuras. Me imagino, que no necesariamente tienen que pasar por nuestro planeta, quiero decir, no somos un Imán de tormentas. Y ademas de eso, segun he leido un sistema experimental de la nasa se esta empezando a usar para en caso de que llegara una avisar a las electricas para que desconectaran las centrales y que en cierto modo no ocurriera nada demasiado catastrófico.

Lo que yo quiero preguntar es. ¿Es cierto lo que estoy diciendo, que hay que estar preocupados pero que la probabilidad de que una tormenta solar catastrófica se produzca, choque con la tierra y nos deje a oscuras?

Muchas gracias por vuestro tiempo.

RespuestaComo ha sucedido en tiempo recientes, los malos augurios no son otra cosa que disparates que ni siquiera están basados en «profecías mayas» (Los mayas en ninguna estela o escrito sugieren que el mundo vaya a acabar en el 2012).

Cada 11 años el Sol tiene un incremento en actividad, eso es completamente normal: ha sucedido por miles y tal vez millones de años, asi que no hay de qué preocuparse. El fenómeno llamado «tormenta solar» se refiere a cuando el Sol desprende una ráfaga de partículas en dirección de la Tierra. Los artefactos que están en el espacio son los más vulnerables a esto.

Nosotros, en cambio, estamos protegidos por el campo magnético de la Tierra. Decir que van a colapsar «todos» los sistemas eléctricos es una exageración… es como decir que todos los volcanes de la Tierra harán erupción al mismo tiempo. Nunca se ha visto un evento así y no hay indicios de que pueda o vaya a ocurrir.

Desafortunadamente, medios de comunicación como el Discovery Channel han presentado escenarios similares, pero sólo porque se han prostituido tras el «rating», en pos del amarillismo, que siempre vende.

Ha habido apagones -sí- en ciudades que están cerca de los polos magnéticos de la Tierra. En un futuro (miles de años) cuando los campos magnéticos de la Tierra se vuelvan a invertir, será  posible que haya apagones en latitudes inferiores, pero no en todo el planeta simultáneamente.

Personalmente, me preocupa más la contaminación que hace el Hombre en el planeta, así como la depredación del medio ambiente.
Saludos y cielos despejados.

Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG

The post ¿Puede «chocar» una tormenta solar y dejarnos a oscuras y ocasionar una catástrofe en el planeta? first appeared on Astrónomos MX.

Cuando echamos a volar la imaginación y pensamos en un viaje a las estrellas, nos imaginamos fácilmente una larga travesía cruzando el espacio interestelar hasta la estrella más cercana a nosotros. Podemos suponer una visita al sistema Alfa Centauri y más aún, a su elemento más pequeño llamado Próxima Centauri: una estrella a 4.25 años-luz de distancia. Sin embargo, hemos pasado de largo junto a la que es verdaderamente la estrella más cercana a la Tierra: el Sol, el objeto celeste por excelencia. Es el astro más luminoso del firmamento y es visible desde toda la Tierra dependiendo de la hora y estación. A primera vista no parece estar emparentado con las estrellas que cada noche adornan la esfera celeste, sin embargo, gracias al Sol es que mejor conocemos los procesos que acontecen dentro y fuera de ellas. El Sol es la estrella que mejor conocemos. Nos parece que es la estrella más grande, más brillante y más caliente del cielo, pero sólo porque está muy “cerca” de nosotros, a casi 150 millones de Km. En realidad, cualquier estrella que veamos en la noche será más grande y brillante que el Astro Rey. Las estrellas se ven tan pequeñitas simple y sencillamente porque están a distancias increíblemente lejanas.

[quote_left]Básicamente el Sol es una esfera de gas luminoso, unido por su propio campo gravitatorio, cuya fuente de energía son los procesos de fusión nuclear en su interior.[/quote_left]

Así como una bomba H (de Hidrógeno) produce una cantidad portentosa de energía, una onda de choque expansiva, radiaciones dañinas para la vida, una cantidad de luz cegadora y abundante calor, así el Sol –como el resto de las estrellas- dedican toda su vida a hacer exactamente lo mismo. La única diferencia es que el Sol no se “revienta” o explota. ¿Por qué no? Porque su masa es de casi 333,000 veces la masa de la Tierra. El Sol es un objeto de peso completo. La pesada carga de sus capas externas pretende aplastar el núcleo del Sol, conteniendo la fuerza explosiva del núcleo. Mientras que el núcleo trata de reventarse y escapar hacia el exterior, las capas externas tratan de apachurrarlo. El resultado es un sistema en equilibrio que se mantiene a lo largo de la vida de la estrella. Una estrella como el Sol tiene una expectación de vida de unos 10,000 millones de años de los cuales lleva vividos ya unos 4,600 millones de años.

Técnicamente, el Sol es una estrella de tipo espectral G2V. En pocas palabras esto significa que tiene una temperatura superficial de casi 6,000 k (grados kelvin) y visualmente es de color amarillo. Se observan metales ionizados (es decir, cuyos electrones son desprendidos por la intensa radiación) en su atmósfera. En la emisión de su luz el calcio deja una huella dominante. G2 indica que es relativamente más fría que una estrella tipo G0 y “V”, que es una estrella relativamente enana, en la serie principal (reacciones de fusión nuclear que transforman Hidrógeno en Helio)

ANTECEDENTES

Casi en todas las culturas antiguas el Sol fue venerado como la máxima divinidad. En la mitología griega se le conoce como Helios. De ahí proviene el nombre del gas Helio, que fue descubierto primeramente en el Sol. Según la Leyenda, Helios tuvo 7 hijos (Helíades) quienes se encargaron de dividir el día en horas y el año en estaciones. Los caldeos le llamaban Baal, los cananeos Moloch, los moabitas Beelpeor, los fenicios Adonis, los egipcios lo conocían como Osiris y también como Rah, era Mithras para los persas y Dionius para los hindúes. Los romanos le llamaban Apolo.

El Sol fue utilizado por los primeros astrónomos-astrólogos para medir el tiempo. Grandes monumentos fueron levantados para marcar el paso del Sol a lo largo del día y a lo largo del año. El primer reloj de Sol “portátil” conocido es de origen egipcio, esculpido en piedra. Como es fácil adivinar y comprobar, se aprovechaba el juego de luces y sombras generado por los elementos arquitectónicos de los edificios o de las partes del reloj para indicar una determinada hora y fecha.

[quote_right]Los antiguos pensaban que el Sol estaba hecho de oro (¿has oído hablar de los rayos dorados del Sol?). Las monedas, de oro y redondas –como el Sol- honraban a la deidad máxima. El símbolo del oro, frecuentemente utilizado por los alquimistas en la Edad Media es el mismo utilizado para representar al Sol: un círculo con un punto en el centro.[/quote_right]

Por mucho tiempo se consideró que el Sol, las estrellas y los planetas revolucionaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conoce como modelo geocéntrico y desafortunadamente fue popularizada por Ptolomeo, (200 d.C.) por tal motivo se le conoce también como Sistema Ptoloméico. Este sistema trascendió hasta 1543, cuando las ideas de Nicolás Copérnico fueron publicadas, estableciendo el modelo heliocéntrico ó Sistema Copernicano en el cual todos los planetas revolucionan alrededor del Sol.

DISTANCIA AL SOL.- 149’597,800 Km.

La distancia promedio al Sol es conocida comúnmente como unidad astronómica y equivale aproximadamente a 149,597,800 Km. Como la órbita de la Tierra es elíptica, la distancia varía. Curiosamente para nosotros –habitantes del hemisferio Norte- el invierno sucede cuando la Tierra está más cerca del Sol. Este punto de mínima distancia se llama perihelio. Seis meses después, la Tierra está en su punto más alejado, llamado afelio. El verano es más caliente a causa de la inclinación del eje de rotación de la Tierra que favorece una mejor iluminación del Sol: sus rayos caen a plomo, perpendicularmente al suelo, calentando más eficientemente.

Frecuentemente se redondea la unidad astronómica a 150 millones de Km.. El Sol está lo suficientemente lejos de la Tierra como para que el efecto de esta distancia sea sensible en la luz que recibimos de él. ¿De qué manera? En el hecho de que el Sol que vemos cada momento no representa su imagen en tiempo real. Estamos viendo hacia el pasado. Cuando escuchamos un avión pasar sobre nuestra cabeza a gran altura y volteamos a verlo ¡ya no está ahí! es porque el sonido tardó en llegar a nosotros. Cuando volteamos a ver el Sol tampoco está ahí, aunque su imagen parece indicarnos otra cosa, en realidad estamos viendo los rayos que salieron de su superficie hace 8.3 minutos, mismo tiempo que habrá “aprovechado” para avanzar en la bóveda celeste.

Con todo, el Sol es una estrella que está relativamente cerca. La siguiente estrella –Próxima Centauri- está casi ¡270,000 veces más lejos! (Para ser precisos.- 267,410 veces más lejos)

TAMAÑO.- 1,392,000 Km.

A pesar de su gran distancia, el Sol está lo suficientemente cerca como para apreciar un tamaño aparente que vemos en forma de disco solar. Cualquier otra estrella se verá siempre puntual hasta en el mejor de los telescopios. El Sol mide 1’392,000 Km. de diámetro, lo suficiente para que la Tierra lo cruce con su diámetro 109 veces. Es verdaderamente grande, sin embargo, todas las estrellas que se ven en el cielo a simple vista son más grandes que esto. Hay estrellas, como Mu Cephei que miden casi 1,000 veces el diámetro del Sol. Por otro lado hay estrellas que son 10 veces más pequeñas que el Sol, como Próxima Centauri, pero son tan oscuras que aún a poca distancia no son visibles.

El volumen del Sol es impresionante: aproximadamente 1’300,000 de Tierras caben en su interior.

El diámetro angular (aparente) del Sol en promedio es de 32’ 04” de arco, pero como la órbita de la Tierra es elíptica el Sol parece cambiar de tamaño. En el perihelio (cerca) el Sol mide angularmente 32’ 36” de arco. En el afelio (lejos) el Sol mide 31’ 32” de arco.

COMPOSICIÓN.- Hidrógeno y Helio: 98.1%

El Sol, como todas las estrellas y los planetas gigantes está básicamente hecho de la sustancia más abundante del Universo observable: Hidrógeno. Le siguen el Helio, Oxígeno, Carbono y otros distribuidos de la siguiente manera: De cada 100 átomos, 92.1 son de Hidrógeno, 7.8 de Helio y 0.1 otros elementos. Para fines prácticos podemos decir que el Sol está hecho de Hidrógeno y Helio.

En cuanto a porcentaje de masa, se conocen los siguientes datos:

Hidrógeno            71.0 %
Helio                   27.1 %
Oxígeno               0.97 %
Carbono              0.40 %
Nitrógeno            0.096 %
Silicio                 0.099 %
Magnesio            0.076 %
Neón                  0.058 %
Hierro                 0.14 %
Azufre                0.040 %
Otros                 0.021 %

ESTADO FISICO.- Plasma

Por costumbre decimos que el Sol es gaseoso, sin embargo, sería más apropiado precisar que se trata de un plasma. Un plasma es una sustancia hecha de una “sopa” de partículas subatómicas. A pesar de que el Sol está compuesto de una gran variedad de elementos, todos se encuentran en estado ionizado, les faltan sus electrones para  estar completos.

MASA.- 1.9891 x 1030 Kg.

Si el Sol es como un gas…¿Qué tan masivo puede ser? Su masa es de 1.9891 x 1030 Kg. o el equivalente a 332, 946 masas terrestres. No hay otro objeto tan masivo en el Sistema Solar y precisamente por eso todos los objetos que lo conforman están confinados a su campo gravitatorio. El siguiente objeto más masivo es Júpiter, sin embargo, sólo tiene una 317 masas terrestres.

DENSIDAD.- 1.41

Si su masa es de casi 333,000 veces la Tierra pero su volumen es más de un millón de veces el de la Tierra…¿Qué significa esto? Pues que el Sol es un objeto de baja densidad. En promedio, cada metro cúbico del Sol pesa 1,410 Kg. contra 5,520 Kg. de la Tierra. La densidad del Sol es de 1.41. Este valor –debemos recordar- es un promedio.

La “superficie” del Sol es tan poco densa que al tratar de tocarla no sentiríamos nada (haciendo a un lado –obviamente- el calor). Si penetráramos a 1/3 de su profundidad encontraríamos ya una presión muy semejante a la del agua de una alberca ¡podríamos nadar en el interior del Sol! Una vez en el núcleo, la presión es increíblemente alta, ¡estamos sometidos a la carga de 333,000 Tierras! La presión equivale a 250,000 millones de atmósferas terrestres y la densidad aquí es 8 veces superior a la del oro.

GRAVEDAD SUPERFICIAL.- 27.9 Terrestres

Aunque no existe una superficie sólida en el Sol contra la cual pisar, la atracción gravitatoria en la “superficie” del Astro Rey es 27.9 veces superior a la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula milagrosamente en el “suelo” del Sol, notaríamos que una persona que pesa 70 Kg. en la Tierra, ¡allá pesa casi 2 toneladas!

VELOCIDAD DE ESCAPE.- 617.5 km/seg

Con una masa tan grande, resulta muy difícil escapar de la prisión gravitatoria ejercida por el Sol. La velocidad necesaria para poder desatarse de sus lazos, es decir, su velocidad de escape, es de 617.5 km/seg. Si el Sol fuera más denso, aún con la misma masa, la velocidad de escape sería mayor. Como referencia, recuerda que la velocidad de escape de la Tierra es de 11.2 km/seg.

ROTACIÓN.- 25.38 días Terrestres

El primero en tener pistas sobre la rotación solar fue Galileo. El observó que el Sol presentaba -aquí y allá- manchas que parecían deslizarse sobre su superficie. En promedio, estas manchas dan una vuelta alrededor del Sol cada 25.38 días terrestres y son nuestra referencia a la hora de medir la rotación solar.

Una observación detallada nos permitirá notar además, que las manchas que están cerca del ecuador solar se desplazan a mayor velocidad que aquellas que están cerca de los polos. Esto es porque el Sol es gaseoso, de tal manera que no da vueltas de una pieza –como la Tierra- y los polos se van atrasando. Este fenómeno es conocido como rotación diferencial.

Observando el movimiento de las manchas solares, podemos contar desde la Tierra 26.87 días que tarda el ecuador solar en dar una vuelta y hasta 29.65 días a una latitud de 40°. Más allá de esta latitud, hacia el norte o hacia el sur, no se ven manchas. El promedio es de 27.2753 días, pero descontando la traslación de la Tierra esto queda en una rotación o período sideral de 25.38 días. Con otros métodos se ha podido medir la rotación de los polos solares de 31 a 35 días.

TRASLACIÓN

Así como los planetas no sólo rotan, sino que dan vueltas alrededor del Sol en un movimiento que llamamos traslación, el Sol también experimenta un movimiento de traslación alrededor del núcleo de la Galaxia (la Vía Láctea) a una velocidad aproximada de 200 km/seg. La órbita de Sol seguramente es también elíptica aunque su trayectoria puede ser modificada sutilmente por la interacción con otras estrellas de la Galaxia. Considerando su velocidad orbital y que el núcleo de la Galaxia está a unos 25,000 años-luz, el Sol debe tardar unos 225 a 250 millones de años en dar una vuelta alrededor de la Galaxia. Este período recibe el nombre de Año Cósmico.

LA LUZ DEL SOL  m = -26.7

El Sol es el objeto más brillante del cielo alcanzando una magnitud aparente de m = -26.7.  La Magnitud Absoluta del Sol, es decir, la que apreciaríamos desde una distancia de 10 parsecs ó 32.6 años-luz sería de M = 4.85, por lo que no es ni de broma una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. Después del Sol, la estrella más brillante que vemos es Sirius, en Canis Major, con una  m = -1.46.   Independientemente de que el Sol se ve brillante porque está muy cerca, es intrínsecamente un objeto muy luminoso.

A pesar de la distancia a la que nos encontramos del Sol, cada segundo la Tierra recibe 1,400 watts por metro cuadrado, esto es conocido como Constante Solar. Tal vez no parezca mucho pero sumando toda la superficie del planeta, ¡estamos hablando de 127.8 millones de watts por segundo!  Esto es lo que recibe la Tierra, pero si consideramos toda la luz que es emitida por el Sol, los números alcanzan cifras increíbles. La Luminosidad del Sol es de 3.85 x 1026 watts.

LA ENERGIA DEL SOL

¿Cómo puede generar tanta energía? ¿De dónde la extrae? La respuesta es relativamente simple: de su propia masa. Apelamos a la famosa ecuación de la Energía de Einstein, en la cual se describe E=mc2 donde “E” es energía, “m” es masa y “c” es la velocidad de la luz. De acuerdo con esta ecuación, una cantidad muy pequeña de masa puede generar una cantidad espantosa de energía, pues se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado, y como la velocidad de la luz es elevadísima, la energía resultante lo es también. El Sol -y todas las estrellas de la Galaxia- están constantemente transformando una parte de su masa en energía.

La energía es producida en el núcleo del Sol y llega hasta la superficie, donde se emite en forma de luz blanca y otras formas de luz invisible: ondas de radio, infrarrojo, rayos ultravioleta, rayos X, gama, etc. Los astrofísicos aprovechan todas estas formas de energía (longitudes de onda) para examinar los procesos internos y externos del Sol y comprender mejor su funcionamiento. También saben los astrofísicos que el color dominante de una estrella es correspondiente a la temperatura de su superficie. Una estrella como el Sol que visualmente presenta un color amarillo, corresponde a una temperatura superficial de 5,770 k (grados kelvin).

Isaac Newton descubrió que podía descomponer un rayo luminoso del Sol con un prisma para formar –artificialmente- un arco iris. Hoy, de modo similar, los astrofísicos analizan la luz del Sol y la descomponen separando sus longitudes de onda (o colores): una banda multicolores llamado espectro. La suma de todas las formas de radiación (luz visible e invisible) se conoce como espectro electromagnético. El espectro solar tiene la cualidad de mostrar a los astrofísicos la huella dejada por los elementos presentes en él. Una vez separadas las longitudes de onda en forma de un espectro, no sólo queda en evidencia la composición del Sol, es posible además observar la abundancia de cada elemento así como la presencia e intensidad de campos magnéticos, la temperatura, la velocidad en distintas partes del Sol, etc. El estudio del espectro se conoce como espectroscopía y se utiliza en todo tipo de objetos celestes.

ESTRUCTURA GENERAL DEL SOL

El Sol está formado por 8 regiones que aparecen ordenadas desde el interior hacia afuera:

INTERIOR DEL SOL

I.- Núcleo: es donde suceden las reacciones de fusión nuclear
II.- Zona de Radiación: es donde la energía es transportada por radiación electromagnética.
III.- Zona de Convección: la energía es transportada por los gases que ascienden hacia la superficie

SUPERFICIE

IV.- Fotosfera: es la “superficie” solar donde su luz se libera al espacio.

SU ATMOSFERA

V.- Cromosfera: es una atmósfera de baja temperatura inmediatamente encima de la fotosfera.
VI.- Zona de transición: donde la temperatura se dispara nuevamente.
VII.- Corona: Atmósfera exterior del Sol, sumamente enrarecida, luminosa y de muy alta temperatura
VII.- Viento Solar: es la parte externa de la Corona, se extiende por todo el Sistema Solar, no es luminosa.

¿Cómo conocemos la estructura interior del Sol? Existen modelos que explican la producción de energía basándose en su masa y densidad. Además, se puede sondear el interior del Sol utilizando las mismas técnicas empleadas para sondear el interior de la Tierra: los sismos. La ciencia de interpretar la propagación de las ondas sísmicas para sondear el interior del Sol se llama heliosismología.

EN EL INTERIOR DEL SOL:

I.- EL NÚCLEO

Es el centro del Sol, la fuente de calor donde acontecen las reacciones de fusión nuclear generando energía. Es aquí donde la presión supera a la presión atmosférica terrestre por 250,000 millones de veces. En este lugar la densidad es de 150,000 kg/m3 y la temperatura asciende de 10’000,000 a 15’000,000 k. En estas condiciones los átomos de hidrógeno colisionan violentamente entre sí produciendo rayos gama, neutrinos y otras partículas exóticas. El diámetro estimado del núcleo es de aproximadamente 400,000 Km.

La fusión nuclear en el Sol consiste básicamente en que 4 átomos de Hidrógeno (o 4 núcleos, para ser precisos) se combinan para formar un átomo (núcleo) de Helio.

En el proceso, sucede algo extraño: el átomo de helio tiene una masa 0.7% menor que la suma de los 4 hidrógenos ¿Qué pasa con esa masa? De acuerdo con la ecuación E=mc2 , se convierte en energía. Basta muy poca materia para generar una cantidad formidable de energía. En el Sol, cada segundo 600 a 700 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en helio. De esta cantidad 5 millones de toneladas “desaparecen” en forma de energía pura. Sorprendentemente, el interior del Sol es tan turbulento que la radiación generada en su interior toma caminos muy erráticos, tanto así que un rayo luminoso originado en el núcleo puede tardar millones de años antes de llegar a la superficie. Por otro lado, los neutrinos reaccionan tan poco con la materia que antes de 2 segundos ya están afuera del Sol, viajando por el espacio.

Los neutrinos son partículas exóticas. No tienen carga eléctrica. Su masa es casi igual a cero. Su velocidad es ligeramente menor a la de la luz. Su interacción con la materia es casi nula (salen despedidos del Sol sin que nada los detenga) Para estudiar los neutrinos provenientes del Sol y otras estrellas, se han instalado bajo Tierra detectores especiales ultra-sensibles que, sin embargo, han fallado en registrar la cantidad de neutrinos esperada. O algo falta por entender acerca de los procesos internos del Sol o los detectores no son lo suficientemente sensibles.

¿De qué color es el interior del Sol?

¿Blanco?¿Rojo?¿Amarillo? Recuerda que el color dominante de un objeto dependerá de su temperatura. Si el interior del Sol está a 15 millones de grados…¿Qué color domina? Ya mencionamos que la producción de energía es en forma de rayos gamma, una forma de radiación invisible, por lo tanto el Sol -en su interior- es NEGRO. La energía se dispersa hacia el exterior de modo que para cuando llega a la fotosfera, es emitida en todo el espectro.

II.- LA ZONA DE RADIACIÓN o RADIATIVA

A 200,000 Km. del centro del Sol, la energía generada en el núcleo es transportada hacia fuera por medio de la radiación electromagnética. Su temperatura desciende a aproximadamente 7 millones k y se estima su espesor en 300,000 Km. La densidad es mucho menor que en el núcleo: 15,000 kg/m3.

III.- LA ZONA DE CONVECCION o CONVECTIVA

A  500,000 Km. del centro del Sol inicia la Zona de Convección. Aquí la energía es arrastrada hacia fuera por medio del movimiento de los gases. El gas de alta temperatura asciende y cuando ha liberado calor, -enfriándose un  poco- retorna hacia el interior. Su temperatura promedio es de 2 millones k y su densidad es muy reducida: 150 kg/m3. El espesor de la zona convectiva es de unos 196,000 Km.

EN LA SUPERFICIE DEL SOL

IV.- LA FOTOSFERA

A 696,000 Km. del centro solar está la Fotosfera. Su nombre significa “esfera de luz” pues es la porción o “superficie” brillante del Sol: el llamado también disco solar. Aquí la luz (llamada radiación electromagnética) escapa al espacio. La fotosfera no es una superficie sólida y tiene un espesor de 500 Km. Su temperatura es de sólo 5,770 k. La densidad en esta capa es de 2 x 10 –4 kg/m3 (unos 0.2 gr/m3)

La Fotosfera exhibe estructuras secundarias muy singulares que se consideran fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Granulación
2.- Machas Solares (que a su vez se subdividen en Umbra y Penumbra)
3.- Regiones activas
4.- Fulguraciones
5.- Fáculas

1.- GRANULACIÓN

La Granulación es la manifestación externa de la Zona de Convección. Se trata de células de convección de aproximadamente 1000 Km. de diámetro. Se comportan como burbujas de gas caliente que borbotean en la superficie del Sol, despiden calor y al “enfriarse” se vuelven a zambullir hacia el interior. Su desarrollo es muy semejante al de las células de convección que se observan cuando un líquido está en ebullición. Cada célula dura 5 minutos cuando mucho antes de desaparecer bajo la Fotosfera. El centro de cada célula de calor es más brillante porque su temperatura es mayor, sus bordes son 300° más “fríos” y por lo tanto, son oscuros.

2.- MANCHAS SOLARES

Son regiones de la Fotosfera donde se localizan concentradamente los intensos campos magnéticos del Sol. Esto impide que la superficie se caliente tanto como el resto de la fotosfera. Como su temperatura es menor. Su emisión de energía también es reducida y se ven menos brillantes que el resto del Sol. Cuando se observan a través de filtros dan la impresión de ser negras, sin embargo, son sólo menos brillantes que el área circunvecina. Se ven así de oscuras por el contraste, mas no porque sean negras. Los primeros en registrar estas manchas en la superficie del Sol fueron los chinos, en el año 800 a. C.. Las observaban al amanecer, cuando la luz solar se atenuaba por el polvo atmosférico o durante el día, cuando una nube disminuía el brillo del disco solar. (ADVERTENCIA: ESTOS NO SON METODOS RECOMENDADOS PARA OBSERVAR AL SOL, SON DAÑINOS PARA LA VISTA )

En promedio miden alrededor de 10,000 Km. pero se manifiestan en una amplia variedad de formas y tamaños. A veces se forman individualmente y otras parecen agruparse dando el aspecto de islotes oscuros. Suelen aparecer en parejas quedando de manifiesto su estructura bipolar: una mancha representará el polo positivo y otra el negativo (un invisible lazo magnético las conecta). El campo magnético en las manchas solares es hasta 1000 mayor que en el resto de la superficie. La polaridad de las manchas es opuesta en los hemisferios norte y sur del Sol. Cada 11 años, aproximadamente, la polaridad del Sol se invierte. Este cambio es anunciado por una creciente actividad que se manifiesta visiblemente en la superficie del Sol por el incremento de manchas. Este período de 11 años se conoce como ciclo solar. Después de otros 11 años el Sol vuelve a tener la misma polaridad, por lo tanto el ciclo completo dura alrededor de 22 años.

La parte central de una mancha es siempre más oscura y “fría” (4,500 k). Recibe el nombre de Umbra. La parte externa no es tan oscura, pues su temperatura es mayor (5,500 k). Se llama Penumbra.

La rotación diferencial de Sol, en la que el ecuador solar se deslaza a mayor velocidad que los polos es la causante de las manchas solares. Las líneas de magnetismo que comunican los dos polos (y pasan por debajo de la superficie del Sol) se “enredan” alrededor del ecuador, pues éste las arrastra consigo. Después de una serie de rotaciones, las líneas del campo magnético solar están tan distorsionadas y envueltas alrededor del ecuador que emergen por la fotosfera, “perforándola” y produciendo las manchas ya mencionadas.

Entre 1640 y 1710 se observó que las manchas solares disminuyeron drásticamente. Este período se conoce como el Mínimo de Maunder . “Casualmente” en el mismo período Europa experimentó la llamada Pequeña Era Glacial que aparentemente estuvo relacionada con la caída de actividad en el Sol. Todavía es un asunto que despierta polémica.

3.- REGIONES ACTIVAS

Cerca de las manchas solares se pueden liberar súbitamente cantidades masivas de energía y partículas eléctricamente cargadas. Esto sucede en regiones controladas por campos magnéticos intensos y son conocidas como regiones activas.

4.-FULGURACIONES

Destellos súbitos y pequeños, de corta duración. Suceden casi siempre en los bordes de las manchas solares, donde los campos magnéticos son más intensos y  representan una emisión explosiva de radiación y partículas a manera de un oleaje o rociador (ver más delante)

5.- FACULAS

Generalmente visibles cerca del borde del Sol con el aspecto de manchas claras, “ríos”de luz o grietas luminosas. Es gas más caliente y brillante que generalmente anuncia un incremento en la actividad de la superficie solar. Su estructura está visiblemente por encima de la granulación.

EN LA ATMOSFERA DEL SOL

V.- LA CROMOSFERA

La Cromosfera es una atmósfera de baja temperatura (4,500 k) inmediatamente encima de la Fotosfera. Su altura aproximada es de 2,000 a 10,000 Km. Empieza a 696,500 Km. del núcleo. Su densidad es de 5×10 –6 kg/m3. Está compuesta básicamente de Hidrógeno ionizado por lo que es sensible a los campos magnéticos localizados en las manchas solares. Su color es un rojo magenta encendido muy hermoso. La única forma natural de poder apreciar la Cromosfera es durante un eclipse total de Sol, cuando el disco lunar ha ocultado completamente la Fotosfera y por unos segundos tenemos a la vista el fulgor rojo de esta estructura. Existen también filtros muy e$pecializado$ que permiten observar la Cromosfera en cualquier día despejado.

La Cromosfera exhibe estructuras secundarias también consideradas fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Prominencias
2.- Filamentos (Flóculos oscuros)
3.- Espículas
4.- Plages (Flóculos brillantes)
5.- Oleajes (“surges”en inglés)
6.- Rociadores (“sprays” en inglés)

1.- PROMINENCIAS

Nubes de hidrógeno ionizado que sobresalen de la cromosfera. Son muy notorias cuando sobresalen del disco solar. Su temperatura es inferior al medio y su densidad, más alta. Las prominencias –o protuberancias- se alzan arrastradas por las líneas de los campos magnéticos. Por tal motivo, es frecuente observarlas encima de las regiones activas, dibujando estructuras filamentarias y conectando manchas solares, aunque también aparecen en los polos del Sol, donde no hay manchas. La gente las confunde con llamaradas, pero recuerda: EL SOL NO ESTA EN COMBUSTION.

2.- FILAMENTOS

Cuando las prominencias suceden en el disco del Sol y se observan desde arriba, se ven oscuras y filamentarias. Las prominencias y los filamentos son lo mismo desde una perspectiva distinta, unas de perfil y otros de frente.

3.- ESPICULAS

Son filamentos de gas cromósferico caliente que siguen líneas de magnetismo verticales. Sobre el borde de la fotósfera tienen el aspecto una capa de hierba roja y corta, como muchas púas o pestañas. En las espículas el gas –de 10,000 a 20,000 k- fluye hacia arriba a una velocidad de 20 a 30 km/seg alcanzando alturas superiores a 3,000 km para luego dispersarse o colapsarse. Cada espícula dura sólo unos 5 a 10 minutos.

4.- PLAGES

Llamados en el pasado flóculos brillantes, son manchones luminosos de la cromosfera solar (su temperatura es más alta) Indican un incremento de actividad en las líneas de magnetismo verticales y coinciden con las fáculas que aparecen en la fotosfera. Son regiones activas.

5.- OLEAJES o SURGES

Eventos eruptivos que dispersan radialmente gas cromosférico a velocidades de 100 a 200 km/seg. Suceden en regiones activas, junto con las fulguraciones o los mostachos (llamados también bombas de Ellerman) que son de erupciones menores. También acontecen en el borde penumbral de las manchas solares. Algunos oleajes levantan material hasta a 200,000 km de la fotosfera. ¡BOMBA! Su duración es de 10 a 20 minutos y son recurrentes.

6.- ROCIADORES o SPRAYS

Si los oleajes parecían violentos, imagínate los rociadores, cuyo material es lanzado a más de 618 km/seg…¡La velocidad de escape del Sol! Cuando este material sale despedido del Sol, no regresa jamás. Son producidos en la fase más violenta de las fulguraciones. La estructura de un rociador se fragmenta a medida que se aleja de Sol. A veces parece que el material fue expulsado por algún látigo invisible.

VI.- LA ZONA DE TRANSICIÓN

Es una región –sin estructura- en la que la temperatura asciende dramáticamente a alrededor de 8,000 k. Su densidad es de 2×10 –10 kg/m3. Está a 698,000 Km. del centro solar.

VII.- LA CORONA

Es la atmósfera exterior del Sol. Es terriblemente caliente (1 a 2 millones k) de modo que emite Rayos X abundantemente. En promedio, inicia a 706,000 Km. del centro solar. Es sumamente enrarecida, con una densidad muy baja (10 –12 kg/m3). Se extiende generalmente de 10,000 Km. sobre la fotosfera hasta 9,304,000 Km. de altura. Su altura varía con la actividad en la superficie del Sol. En los eclipses es una estructura espectacular.

La Corona Solar exhibe estructuras secundarias. Estas son:

1.- Corona Interior
2.- Corona Exterior
3.- Agujeros Coronales
4.- Emisiones Coronales Masivas

1.- CORONA INTERIOR (Corona K)

Consiste básicamente de electrones libres moviéndose a gran velocidad y alcanza temperaturas de 2 millones de grados a una altura de 75,000 km. Emite un espectro continuo.

2.- CORONA EXTERIOR (Corona F)

Formada principalmente por partíclas de polvo interplanetario moviéndose a velocidades moderadas. Esta porción de la corona se extiende a millones de km. del Sol hasta perderse en el medio interplanetario. Emite un espectro de absorción: el polvo absorbe parte de la energía.

3.- AGUJEROS CORONALES

Son regiones de la corona con una densidad y temperatura inusualmente bajas. Presentan campos magnéticos monopolares y débiles. Son la fuente principal de los torrentes de alta velocidad de partículas cargadas de alta energía, que se observan en el viento solar.

4.- EMISIONES CORONALES MASIVAS

Son erupciones colosales de la corona solar hacia el medio interplanetario. Justo antes del evento, los filamentos asociados se pierden de vista o se detecta una fulguración. Hasta 10,000 millones de toneladas de material coronal son lanzados violentamente hacia fuera y la onda de choque le da el aspecto de una gigantesca burbuja que crece a velocidades de 200 a 1,000 km/seg.

VIII.- EL VIENTO SOLAR

Es la continuación de la Corona hacia el medio interplanetario. Es un torrente de partículas subatómicas –básicamente protones y electrones- que se extiende por todo el Sistema Solar. No es luminoso y es más disperso que la Corona, pero más caliente. Su temperatura es de 2 a 3 millones k y su densidad –que se dispersa con la distancia- es de 10 –23 kg/m3. Cuando el viento solar llega al vecindario terrestre lleva una velocidad de 200 a 900 km/seg. El viento solar no llega hasta la Tierra, nuestro campo magnético lo desvía, sin embargo, la interacción de los dos produce las auroras.

The post La estrella mas cercana a la Tierra, el Sol first appeared on Astrónomos MX.

«Mi intento, el análisis químico del Sol, parece a muchos muy atrevido. No estoy enojado con un filósofo de la Universidad —Comte— por haberme contado mientras paseábamos, que un loco pretende haber descubierto sodio en el Sol. No pude resistir la tentación de revelarle que ese loco era yo». Gustav Kirchhoff

Qué bonitas son las palabras.
La palabra Cesio viene del griego y significa “azul celeste”. ¿Qué tiene esto de particular? Pues que el señor Gustav Kirchhoff en 1860, calentando un mineral hasta la incandescencia, detectó una línea azul que no podía identificar; cuando lo hizo ya había descubierto un nuevo elemento: El Cesio.

Después, hizo lo mismo con otra línea, esta vez roja, y así descubrió otro elemento al que bautizó, sí, ya lo adivinó: Rubidio. Palabra también de origen griego que significa rojo.

Y de ahí, le gustó el jueguito y la imaginación lo llevó al Sol.

La historia
Gustav Kirchhoff en cierta ocasión —junto con Bunsen y desde la ventana de su laboratorio en Heidelberg— mientras observaban un incendio desde unos dieciséis km de distancia, en el puerto de Mannheim, se les ocurrió hacer pasar por un prisma la luz que venía del incendio. Vieron una luz amarilla intensa como la que habían observado al quemar sodio. Pronto encontraron la explicación: Lo que estaba ardiendo era un almacén de alimentos preservados con sal.

“Usando su espectroscopio, detectaron líneas de bario y el estroncio y sodio en las llamas. Esto hizo que Bunsen se preguntara si podrían intentar elementos químicos en el Sol”

—“Pero pensarían que estamos locos, añadió” — (Ferris 132) Y pues como siempre pasa, no falta un loco, y ese loco era Kirchhoff.

Si era posible deducir la presencia de sodio a distancia observando la luz de las llamas, también sería posible deducir la composición del Sol y de las estrellas analizando la luz que recibimos de ellas.

En 1859, trabajando con un mechero de Bunsen y un microscopio que cada elemento de la materia, parecía obtener “huellas digitales” o mejor dicho “huellas dactiloscópicas”

Si cada elemento —el sodio, por ejemplo— se calentaba hasta ponerse incandescente producía un diagrama característico de líneas espectrales.

Así es. Los elementos químicos en estados gaseosos y sometidos a temperaturas elevadas producen espectros discontinuos en los que se aprecia un conjunto de líneas que corresponden a emisiones de sólo algunas longitudes de onda —el espectro de emisión—

El conjunto de líneas espectrales que se obtiene para un elemento concreto es siempre el mismo, incluso si el elemento forma parte de un compuesto complejo, y cada elemento produce su propio espectro diferente al de cualquier otro elemento. Esto significa que cada elemento tiene su propia firma espectral.

Si se calienta un mineral hasta la incandescencia y aparecen líneas espectrales que no responden a la posición de las líneas de ningún elemento conocido, la conclusión es que estamos ante un elemento desconocido.

“La línea oscura de sodio en el espectro solar podía explicarse suponiendo que la luz de la superficie caliente del Sol pasara a través del vapor de sodio en la atmósfera del Sol, que estaba en cierta manera más templada que la superficie incandescente. De esta manera Kirchhoff demostró que existía sodio en el Sol y otra media docena de elementos” (Asimov)

Nace una estrella.
La noticia de los descubrimientos de Bunsen y Kirchhoff voló más rápido que un correo electrónico denunciando un complot de la “falsa” influenza en México.

Un rico, pero entusiasta astrónomo británico llamado William Huggins, al enterarse de las novedades, tuvo la ocurrencia de que el método de los alemanes podría servir para aplicarlo a las estrellas y a las nebulosas.

De inmediato, mandó pedir por Estafeta un espectroscopio para ponérselo al telescopio de su observatorio privado —peeeerdón— que tenía en Londres.

Como niño con juguete nuevo, apuntó su telescopio reloaded al merito ojo del toro, a la estrella Aldebarán, en la constelación de Taurus; Después apuntó a la gigante roja Betelgeuse, el hombro de Orión.

William Huggins entra en una especie de éxtasis sublime. Las numerosas líneas del espectro empezaron a tener sentido al desfilar por su analítica mente: hierro, sodio, calcio, bismuto, en los espectros de las estrellas que había seleccionado.

Fue la primera prueba concluyente de que otras estrellas están compuestas de los mismos elementos del los que está compuesto nuestro sistema solar.

Kirchhoff y el banquero del pueblo.
Kirchhoff se empezó a hacer popular —En otros países, los científicos pueden darse el lujo de ser populares— y un día, caminando por la calle, se encontró con un hombre que era la corporeidad del pragmatismo: el banquero del pueblo.

—¡Qué tal señor Kirchhoff!
— Oiga, ya me enteré de su hallazgo este de los minerales en el Sol, pero a ver, dígame ¿Para qué demonios sirve eso? Porque mire: Vamos a suponer que usted se encuentra algunos metales preciosos, digamos oro, en el Sol, ¿cómo carambas vamos a traerlo desde allá? ¡Maussan y Chuck Norris todavía no nacen y tendríamos que irnos de noche para no quemarnos!

Kirchhoff se le queda viendo con infinita tristeza. Para la gente como el banquero o el ex presidente Fox los logros científicos no valen mucho, sobre todo si hay que leer los periódicos para enterarse, de manera que el hombre sonríe simplemente y se aleja levantando su mano a manera de saludo —o de prefigura de lo que sería una especie de batiseñal de los taxistas del D.F. —

Dice el dicho que la revancha es repugnante, pero a veces agradable. Gustav Kirchhoff recibió por sus trabajos científicos una medalla y un premio en efectivo —soberanos de oro—. Con ellos en una bolsa, se fue a las oficinas del banquero y la puso sobre el escritorio, diciéndole:

—Señor, aquí está mi oro del Sol.

Desde mis líneas descoloridas, los saluda.
El Perplejo Sideral

Les dejo una presentación de Lonnie sobre la clasificación de las estrellas.

The post El loco del Sol, Gustav Kirchhoff first appeared on Astrónomos MX.