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 150.000.000 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 mas grandes o de gran reflectancia, es el mas eficiente y aconsejable. Se trata de un sistema que filtra prácticamente toda la luz del Sol (incluyendo las longitudes de onda mas perjudiciales) para obtener una imagen observable que es menos brillante que la Luna llena observada por el mismo instrumento sin el filtro. Se trata de un accesorio que se dispone en la entrada de luz del telescopio, evitando que se sobre caliente el sistema óptico, especialmente los oculares. Los filtros de apertura completa están construidos de cristal o de Mylar. Estos últimos suelen ser los mas populares. En caso de desear adquirir uno se recomienda dirigirse al fabricante del telescopio para obtenerlo para tamaño especifico del instrumento.

El método de proyección es mas popular entre los telescopios refractores de diámetro mas reducido. Se proyectar la imagen solar directamente desde el ocular hacia una superficie blanca y plana a cierta distancia del mismo. Cuanto mas alejada este la superficie de proyección mas grande será la imagen obtenida, pero hay que tomar en cuenta que la luz se dispersa, de este modo existe un limite en la distancia de proyección.

Este método no es del todo recomendable para telescopios reflectores de mas de 100 mm [3,9 pulgadas] 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 mas específicos (y mucho mas costosos) como los de Hidrogeno Alfa, que hacen posible observar estos fenómenos gracias a que solo dejan pasar la luz de una estrecha banda correspondiente a la longitud de onda del Hidrogeno Alfa.

.: 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.

Imagenes "verde", "azul" y "naranja": EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) las imágenes de la atmósfera solar en varias longitudes de onda, y por lo tanto, muestra material solar a temperaturas diferentes.

Clasificación de las manchas por sus letras, definición
 

La estructura Solarl: La estructura interior del Sol es, parcialmente, un misterio. Desde siempre se ha creído que el interior del Sol está organizado en capas. Partiendo del centro hacia afuera, las capas serían: el núcleo, la capa radiactiva, la zona convectiva y la fotosfera (que es la que vemos). Alrededor del Sol se encuentra su atmósfera. Ésta también se encuentra dividida en zonas: la parte inferior es la cromosfera, mientras que la parte superior es la llamada corona, fácilmente observable durante los eclipses totales de Sol. El núcleo del Sol   El núcleo del Sol es extremadamente denso (contiene el 50% de toda la masa de la estrella, a pesar de ocupar sólo el 1'5% de su volumen). Las condiciones en esta zona son extremas; se cree que la temperatura en el núcleo es de 15 millones de grados Kelvin. Además, la presión es aproximadamente 250.000 millones de veces superior que la que soportamos en la superficie de nuestro planeta. El Sol no se colapsa hacia el interior debido a su enorme presión interior. Asimismo, tampoco estalla debido a la enorme masa que tiene. Estas dos fuerzas se encuentran gradualmente equilibradas. Si pudiéramos observar el núcleo del Sol, lo veríamos completamente negro, dado que la radiación expulsada por él no pertenece al espectro visible. El Sol produce principalmente radiación en forma de rayos gamma. Estos rayos gamma colisionan durante su viaje al exterior con las partículas del interior del Sol, lo que los hace perder energía, convirtiéndose en rayos X y luz visible.   La capa radiactiva     Los rayos X producidos en el núcleo del Sol se hacen camino hacia la superficie paso a paso por las diferentes capas. La capa radiactiva comprende desde el núcleo de la estrella hasta el 70% del resto de la masa, aproximadamente. Está compuesta de plasma, es decir, de ingentes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. En la zona inferior de esta capa, los rayos X mencionados colisionan con las partículas que forman el plasma y, en consecuencia, cambian constantemente la dirección de su movimiento. A pesar de ello, la radiación continúa subiendo, aunque a un ritmo muy pausado. De hecho, la luz que recibimos actualmente del Sol fue el resultado de las reacciones que se produjeron en su interior hace 1 millón de años (y a pesar de que viaja a la velocidad de la luz: 300.000 Km/s.). Los continuos choques entre partículas y rayos X hace que estos últimos pierdan parte de su energía, transformándose en radiaciones de onda más larga según suben hacia la capa de convección. La temperatura en la capa radiactiva varía entre 15 y 1'5 millones de grados, según la proximidad al núcleo.   La capa convectiva Finalmente, los fotones alcanzan la capa convectiva, que se encuentra 150.000 kilómetros por debajo de la superficie. Allí, las temperaturas son ligeramente inferiores al millón de grados Kelvin. En esta zona la luz es absorbida por átomos en estado gaseoso, y se producen fuertes corrientes de convección (como las que se producen en los océanos y la atmósfera de nuestro planeta), que se encargan de transportar la energía liberada por el núcleo hacia la fotosfera: Como la temperatura del gas que ha absorbido energía aumenta, el gas se expande, haciéndose por ello menos denso. Debido a ello, estas "bolsas" de gas ascienden hacia la zona superior de la capa convectiva. Una vez que llegan hasta allí, expulsan la energía acumulada, pasando a ser de nuevo un gas más frío (frío en relación con el que le rodea a pesar de que, en realidad, la temperatura sigue siendo del orden del millón de grados Kelvin). Al ser más "frías" y densas, vuelven a descender por la zona convectiva, en un ciclo que dura varios meses (ver imagen de la derecha). En la zona de encuentro entre la capa convectiva y la fotosfera, la materia se encuentra con una zona de grandes turbulencias. Debido a estos fuertes movimientos, el gas en el centro de unas estructuras llamadas cinturones de convección (o supergránulos), que tienen unos 1.000 Km. de diámetro cada una, fluyendo hacia los bordes de estas células para hundirse posteriormente. Este proceso es probablemente el responsable del calor que despide la Corona solar, así como de la gran aceleración que sufren las partículas del viento solar al salir de él.   La fotosfera Por encima de la capa convectiva, como ya hemos comentado, se encuentra la fotosfera, que es la superficie visible de nuestro Sol. A pesar de que esta capa está compuesta por gas y, por tanto, es difícil medir con exactitud su anchura, se puede estimar que abarca unos pocos cientos de kilómetros. En esta capa las temperaturas son menores que en la capa convectiva: unos 5.800 º Kelvin. Es aquí donde los astrónomos pueden observar las manchas solares, que tienen un ciclo bastante regular de 11 años. Se producen manchas de muchos tamaños, e incluso pueden llegar a producirse grupos de ellas, que ocupan cientos de millones de kilómetros cuadrados. Aunque todavía no se sabe muy bien porqué tienen lugar estos espectáculos en la superficie del Sol, hay una fuerte evidencia de que se forman debido a la inhibición temporal de las corrientes de convección (ver capa convectiva) por la acción de fuertes campos magnéticos.   La cromosfera La cromosfera es la parte inferior de la atmósfera solar, abarca unos 1.000 Km. y presenta un color rojizo al telescopio. Se encuentra a una temperatura que oscila entre los 4.000 y los 8.000 ºK. Esta capa sólo puede ser observada con telescopio durante los eclipses totales de Sol, ofreciendo bonitos espectáculos (si se dispone de las herramientas adecuadas para la observación), tales como espículas, protuberancias solares y playas. Las espículas se producen con cierta frecuencia (hay unas 100.000 espículas en la superficie del Sol en cada momento), pero son de corta duración (se desvanecen a los pocos minutos). Son chorros verticales de gas, capaces de elevarse unos 10.000 kilómetros sobre la superficie, con una velocidad de 25 km/s, en algunos casos. Las protuberancias solares son mucho más espectaculares. Son grandes y brillantes arcos de materia caliente (principalmente hidrógeno) que se extienden incluso hasta la corona (ver más adelante). Algunas de estas grandes protuberancias tienen incluso una longitud similar a la mitad del diámetro del Sol. Las protuberancias están también relacionadas con las manchas solares y los campos magnéticos del interior del Sol, e incluso algunas de ellas permanecen varios meses en la corona antes de disolverse. Las playas, antes mencionadas, son fenómenos que se forman cerca de las manchas solares. Tienen forma de nube y son bastante brillantes. Además, existen otros procesos relacionados con las erupciones procedentes del Sol: las fulguraciones solares (Coronal Mass Ejections, CME, en inglés). Son enormes e impredecibles explosiones que expulsan gran cantidad de materia del Sol hacia el espacio. Estas explosiones van acompañadas de fuertes emisiones de rayos X y ultravioleta. Estas radiaciones alcanzan la Tierra 8 minutos después de ser expulsadas, y puede causar grandes daños debido a su alta energía (afectan a las telecomunicaciones y a los satélites, en general), sobre todo en las capas altas de la atmósfera, que se encuentra ionizada. Además, son las causantes de las bonitas auroras boreales. Unas 24 horas después, se produce la emisión de partículas de alta energía (protones, en su mayor parte), que puede ser peligrosa para los astronautas si no llevan la protección adecuada. Las temperaturas que alcanzan estas intensas llamaradas no son nada despreciables: 50 millones de grados Kelvin (superando incluso la temperatura del núcleo).   La corona Es la capa más exterior de la atmósfera solar. Es también la más misteriosa de todas ellas. En contra de lo que se podía esperar gracias a nuestro conocimiento de la termodinámica, la temperatura de la corona asciende gradualmente desde 4.000 ºK en la cromosfera hasta casi 1.000.000 ºK, lo que la convierte en la zona más caliente de la estrella después del núcleo. Esto provoca cierto desconcierto entre los astrofísicos. Sin embargo, se cree que las fuerzas magnéticas procedentes del Sol son las responsables del movimiento de materia y calor hacia el exterior. La forma de la corona está sincronizada con el ciclo de actividad solar (de 11 años, aproximadamente), variando desde un abrupto anillo hasta finos chorros que alcanzan millones de kilómetros de altura, a lo largo del ciclo. Estos chorros son el origen de las partículas que forman el viento solar, del cual la sonda Génesis intentará recoger partículas para desvelar algunos de los misterios que todavía circundan a nuestra estrella, el Sol.