A pesar de que mucha gente se sienta atraída por la astronomía gracias a la belleza de una noche de luna llena y un cielo estrellado, para experimentar todo el impacto directo de un objeto astronómico basta con un día soleado. El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y proporciona la energía que posibilita la vida en nuestro planeta.

El Sol nos resulta tan familiar en nuestro día a día que damos por sentado que siempre estará ahí. Quizá te preocupe quemarte por el Sol, pero probablemente no te plantees que el Sol es la principal fuente de información sobre la naturaleza del universo. De hecho, el Sol es uno de los objetos astronómicos más interesantes y agradecidos de estudiar, tanto con telescopios caseros como con instrumentos y observatorios avanzados en el espacio. El Sol cambia día a día, hora a hora, segundo a segundo. Y puedes enseñárselo a tus hijos sin que tengan que irse a dormir a horas intempestivas.

Ni se te ocurra mirar al Sol, ni mucho menos enseñárselo a un niño o a cualquier otra persona sin tomar las precauciones que te explico en este capítulo. Mirar al Sol puede costarte la vista. Lo más importante es la seguridad; cuando sepas cómo protegerte la vista con el equipo y los procedimientos adecuados, podrás seguir el Sol no sólo a diario, sino también durante el ciclo de manchas solares de once años que describo más adelante en este capítulo.

Este capítulo incluye una introducción a la ciencia del Sol, sus efectos en la Tierra y en la industria, y cómo observarlo de forma segura. Prepárate para mirar al Sol de otra manera: con fascinación y con seguridad.

Calcula el paisaje solar

El Sol es una estrella, una bola de gas caliente que brilla con potencia gracias a la energía de la fusión nuclear, el proceso por el cual los núcleos de elementos simples se combinan para formar otros más complejos. La energía producida por la fusión dentro del Sol alimenta no sólo al propio Sol, sino también a gran parte de la actividad del sistema de planetas y escombros planetarios que rodea al Sol, es decir, el sistema solar al que pertenece la Tierra (consulta la figura 10-1, que no está a escala).

El Sol produce energía a un ritmo vertiginoso, equivalente a la explosión de 92 mil millones de bombas nucleares de una megatonelada cada segundo. La energía procede del consumo de combustible. Si el Sol fuera carbón, se quemaría completamente en sólo en 4.600 años. Sin embargo, las pruebas fósiles sobre la Tierra muestran que el Sol lleva brillando más de 3.000 millones de años y los astrónomos están seguros de que lleva más tiempo brillando. La edad estimada del Sol es de 4.600 millones de años, y todavía sigue ardiendo.

Sólo la fusión nuclear puede producir la enorme liberación de energía del Sol (su luminosidad) y hacer que continúe durante miles de millones de años. Cerca del centro del Sol, la enorme presión y la temperatura central de casi 16 millones de grados Celsius provocan que los átomos de hidrógeno se fusionen y formen helio, un proceso que libera el gran torrente de energía que impulsa al Sol.

Cada segundo, unos 700 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en helio cerca del centro del Sol, y 5 millones de toneladas desaparecen y se convierten en energía pura.

Si los humanos pudieran generar energía a través de la fusión en la Tierra, se resolverían todos los problemas provocados por el combustible fósil, desde la contaminación del aire hasta el consumo de recursos no renovables. A pesar de décadas de investigación, los científicos aún no pueden hacer lo que hace el Sol de manera natural. Sin duda, el Sol merece un mayor estudio.

El tamaño y la forma del Sol: un gran haz de gas

Cuando daba clases de Introducción a la astronomía, siempre planteaba esta pregunta: “¿Por qué el Sol tiene el tamaño que tiene?” Cientos de bocas se quedaban abiertas y sus ojos vagaban por el aula, pero era difícil que alguien la respondiera. Ni siquiera parece una pregunta lógica. Todo tiene un tamaño, ¿no? ¿Y qué?

Pero si el Sol solamente está formado por gas caliente (efectivamente), ¿qué es lo que lo mantiene unido? ¿Por qué no se disipa, como cuando uno suelta un anillo de humo? La respuesta, amigo mío, es que la gravedad impide que el Sol vuele con el viento. Tal y como describo en el capítulo 1, la gravedad es la fuerza que afecta a todo en el universo. El Sol es tan masivo (330.000 veces la masa del planeta Tierra) que su potente gravedad puede mantener junto todo el gas caliente.

Bueno, quizá te asalte la duda de que, si la gravedad del Sol reúne todo este gas, ¿por qué no se comprime y forma una bola mucho más pequeña? La respuesta es la elevada presión. Cuanto más caliente esté el gas y más elevada sea la gravedad (o cualquier otra fuerza) que lo comprime, mayor será la presión. Y la presión del gas infla el Sol, igual que la presión de aire infla el neumático de un coche.

La gravedad tira hacia dentro; la presión empuja hacia fuera. En un diámetro determinado, ambos efectos opuestos son iguales y están en equilibrio, de modo que se mantiene un tamaño uniforme. Dicho diámetro es de unos 1.392.000 kilómetros, o unas ciento nueve veces el diámetro de la Tierra. Puedes encajar 1.300.000 Tierras dentro del Sol, pero no sé de dónde las sacarías.

El Sol es esférico por la misma razón: la gravedad tira en todas direcciones hacia el centro y la presión empuja igualmente en todas direcciones. Si el Sol rotara muy rápido, sobresaldría un poco en el ecuador y quedaría sutilmente achatado en los polos debido al efecto que se suele llamar fuerza centrífuga. Sin embargo, el Sol rota a un ritmo muy lento —una vez cada veinticinco días en el ecuador y más despacio cerca de los polos— así que la protuberancia en su ecuador es poco destacable.

Las regiones del Sol: entre el núcleo y la corona

La fotosfera (‘esfera de luz‘) es la superficie visible del Sol (consulta la figura 10-2). Cuando miras el disco brillante del Sol en el cielo (ten cuidado y no lo mires fijamente), ves la fotosfera. Cuando ves manchas solares en una fotografía del Sol (o con un telescopio, tal como describo más adelante en este capítulo), estás mirando una foto o una imagen en vivo de la fotosfera. Y cuando escribo que el diámetro del Sol es de 1.392.000 kilómetros, como menciono en el apartado anterior, me refiero al tamaño de la fotosfera. La temperatura de la fotosfera es de 5.500 °C.

Por encima de la fotosfera, se encuentran las dos principales capas externas del Sol:

Cromosfera (“esfera de color”): Capa delgada que puedes ver durante un eclipse total de Sol, cuando se ve como una banda roja estrecha alrededor del limbo oscuro de la Luna (describo los eclipses solares en “Experimenta eclipses solares”, más adelante en este capítulo). La cromosfera sólo mide unos 1.600 kilómetros de grosor, pero su temperatura alcanza los 10.000 °C.

Puedes ver la cromosfera en el borde del Sol si utilizas un caro filtro H-alfa, que menciono en el recuadro “Estilos de observación solar de los derrochadores”, más adelante en este capítulo, o puedes verlo en imágenes tomadas con telescopios profesionales y que encontrarás en el sitio web de la NASA (consulta el apartado “Dónde encontrar imágenes solares por internet”) y en varias webs de observatorios profesionales. También puedes ver la cromosfera durante un eclipse total de Sol, que se explica más adelante en este capítulo. Cuando se produzca el eclipse, no necesitarás equipo de ningún tipo para ver la cromosfera, podrás verlo a simple vista.

La transición desde la cromosfera a la corona, cien veces más caliente, se da en una fina capa limítrofe llamada región de transición. No aparece en las imágenes del Sol.

Corona: Capa más grande y menos densa (más tenue) del Sol. Durante un eclipse total, puedes verla como una región de color blanco nacarado que se extiende desde el disco eclipsado del Sol. La forma de la corona varía de un día a otro (tal y como muestran las fotografías de los satélites que observan el Sol) y de un eclipse total al siguiente (tal como lo ven los observadores de la Tierra). La corona no tiene un grosor concreto. A medida que aumenta la distancia desde la fotosfera, va haciéndose gradualmente más fina, y el tamaño de la corona que puedas medir dependerá de la sensibilidad de tu instrumento de medición. Cuanto más sensible sea el instrumento, más corona podrás detectar. La corona es muy tenue y tiene una temperatura muy elevada (un sofocante millón de grados Celsius) y, en algunos puntos, es incluso mayor.

La corona está tan enrarecida y electrificada que el campo magnético del Sol determina su forma. Donde las líneas de fuerza magnética se estiran y se abren hacia fuera en el espacio, el gas de la corona es tenue y apenas visible. Puede escapar fácilmente en forma de viento solar (consulta el apartado “El viento solar: un juego de imanes”). Donde las líneas de fuerza magnética llegan a la corona y vuelven a la superficie, el gas de la corona queda confinado. La corona es allí más densa y más brillante. Algunas estructuras con forma de bucle se extienden desde la fotosfera hasta la corona y mantienen el gas mucho más frío que sus zonas colindantes. Estos bucles se llaman protuberancias, y puedes verlas en el extremo del Sol durante un eclipse total.

Interior solar es el nombre colectivo que se refiere a todo lo que está por debajo de la fotosfera, y contiene estas tres zonas principales:

Núcleo: Esta región se extiende desde el centro del Sol hasta aproximadamente un 25 % de la distancia hasta la fotosfera (unos 173.000 kilómetros). La energía solar se genera en el núcleo por fusión nuclear a temperatura y densidad elevada. Como la temperatura y la densidad son máximas en el centro y se reducen gradualmente al ir hacia fuera, la mayor parte de la energía solar procede de la parte más interna del núcleo y, en menor medida, de sus partes más exteriores. La energía se genera como rayos gamma (un tipo de luz) y como neutrinos, extrañas partículas subatómicas que describo más adelante en este capítulo, en el apartado “El CSI solar: el misterio de los neutrinos solares desaparecidos”. Los rayos gamma rebotan de un átomo a otro, van adelante y atrás, pero, de media, se mueven hacia fuera. Los neutrinos atraviesan velozmente todo el Sol y salen al espacio. Cuanto más lejos del centro del Sol, más fría es la temperatura.

Zona radiativa: Esta región se extiende desde el límite exterior del núcleo hasta aproximadamente el 71 % de la distancia desde el centro hasta la fotosfera (494.000 kilómetros desde el centro). Esta capa recibe su nombre del hecho de que gran parte de la energía solar viaja hacia fuera a través de la zona en forma de radiación electromagnética (un término físico para hacer referencia a la luz).

Zona de convección: Esta región empieza en la parte superior de la zona radiativa, a 494.000 kilómetros del centro del Sol, y llega hasta la fotosfera. Remolinos de corrientes de gas caliente transfieren la energía en esta zona, con corrientes calientes que ascienden desde el fondo, se enfrían en la parte superior de la zona de convección y vuelven a caer, calentándose, y emergiendo de nuevo (en un hervidor de agua, se utiliza el mismo proceso para aportar calor desde el fondo del aparato hasta la superficie).

La actividad solar: ¿qué ocurre ahí?

El término actividad solar se refiere a todas las perturbaciones que tienen lugar en el Sol en todo momento y cualquier día. Todas las formas de actividad solar, entre ellas el ciclo de manchas solares de once años y algunos ciclos más largos, parecen implicar magnetismo. En el interior profundo del Sol, una dinamo natural genera campos magnéticos nuevos sin parar. Los campos magnéticos suben a la superficie y a las capas más elevadas de la atmósfera solar. Giran y crean manchas solares, erupciones y otros fenómenos cambiantes.

Los astrónomos miden los campos magnéticos del Sol por sus efectos sobre la radiación solar, utilizando instrumentos llamados magnetógrafos. Puedes ver imágenes obtenidas mediante estos dispositivos en los sitios web de algunos observatorios solares profesionales (consulta el apartado “Dónde encontrar imágenes solares por internet”). Estas observaciones de los campos magnéticos muestran que las manchas solares son zonas de campos magnéticos concentrados, y que los grupos de manchas solares tienen polos magnéticos norte y sur. Fuera de las manchas solares, el campo magnético general del Sol es bastante débil.

Muchos de los rasgos del Sol que cambian rápidamente y probablemente todas las explosiones y erupciones, parecen estar relacionadas con el magnetismo solar. Allí donde hay campos magnéticos cambiantes, se producen corrientes eléctricas (como en un generador), y cuando dos campos magnéticos chocan entre sí, un cortocircuito (conocido como reconexión magnética) puede liberar de repente una enorme cantidad de energía.

Durante décadas, los astrónomos han creído que las principales explosiones en el Sol eran las fulguraciones solares. Pensaban que en la cromosfera se daban fulguraciones solares (ya explicadas en este capítulo) y accionaban los demás procesos explosivos.

Ahora, los astrónomos saben que eran como aquel hombre ciego que toca una cola de elefante y cree que lo sabe todo sobre el animal cuando, de hecho, está tocando una de las partes menos importantes del animal. Las observaciones desde el espacio revelan que los principales motores de las explosiones solares no son las fulguraciones, sino las eyecciones de masa coronal, es decir, enormes erupciones coronales que se dan en lo alto de la corona. A menudo, una eyección de masa coronal activa una fulguración solar debajo de ella en la corona inferior y en la cromosfera. Puedes ver fulguraciones solares en muchas de las imágenes de webs de astronomía profesionales. Igual que el número de manchas solares aumenta durante el ciclo de actividad solar de once años (consulta el siguiente apartado), también lo hace el número de fulguraciones.

Durante muchos años, los científicos no supieron de la existencia de las eyecciones de masa coronal porque no podían verlas. Los astrónomos sólo podían ver bien la corona en raras ocasiones durante los breves instantes que dura un eclipse total del Sol (consulta el apartado “Experimenta eclipses solares”, más adelante en este capítulo). Sin embargo, las fulguraciones solares se pueden ver en cualquier momento, así que los científicos las estudiaron intensamente y sobrestimaron su importancia.

Puedes observar protuberancias (consulta el apartado anterior) en el borde del Sol aunque no sea durante un eclipse total del Sol, pero necesitas un filtro H-alfa (describo estos filtros en el recuadro “Estilos de observación solar de los derrochadores”). Si realizas suficientes observaciones, verás que, a veces, las protuberancias entran en erupción. Dichas protuberancias eruptivas también pueden ser fases de eyecciones de masa coronal.

Cuando las imágenes de los satélites muestran una eyección de masa coronal que no desaparece, por ejemplo, al este o al oeste del Sol, sino que forma un enorme anillo de expansión o halo alrededor del Sol, son malas noticias. Este halo significa que la eyección de masa coronal (alrededor de 1.000 millones de toneladas de gas caliente, electrificado y magnetizado) se dirige directamente a la Tierra a unos 1.600.000 kilómetros por hora. Cuando choca contra la magnetosfera de la Tierra (que describo en el capítulo 5), a veces se producen efectos graves, tal y como describo más adelante en el apartado “El viento solar: un juego de imanes”.

Si ves un halo en una de las imágenes de los satélites, consulta la web del Centro de Predicción de Clima Espacial de la NOAA (Agencia Nacional Oceanográfica y Atmosférica), www.swpc.noaa.gov; quizá la NOAA esté prediciendo un clima espacial muy agresivo.

Las manchas solares son regiones de la fotosfera en las que el campo magnético es fuerte. Parecen manchas negras en el disco solar (consulta la figura 10-3). Las manchas están más frías que la atmósfera circundante y suelen aparecer en grupos.

El número de manchas solares en el Sol varía notablemente a lo largo de un ciclo que se repite y que dura alrededor de once años. Es el famoso ciclo de actividad solar. Antiguamente, la gente culpaba de todo a las manchas solares, desde el mal tiempo hasta la caída de la bolsa. Suelen pasar unos once años entre puntos máximos sucesivos (cuando aparecen más manchas) de este ciclo, pero ese período puede variar. Además, el número de manchas en el punto máximo puede diferir de un ciclo a otro. Los expertos siempre intentan predecir cuántas manchas solares aparecerán en el ciclo siguiente, aunque estas predicciones de largo alcance no son muy fiables.

Cuando un grupo de manchas solares se mueve a través del disco solar debido a la rotación del Sol, la mancha más grande de las de delante (la parte del grupo que indica el camino a través del disco) recibe el nombre de mancha precedente. La mancha más grande del extremo opuesto del grupo se llama mancha subsecuente.

Las observaciones con magnetógrafo muestran estructuras definidas en la mayoría de los grupos de manchas solares. Durante un ciclo de once años, todas las manchas precedentes del hemisferio norte del Sol tienen una polaridad magnética norte, y las manchas subsecuentes, polaridad magnética sur. Al mismo tiempo, en el hemisferio sur, las manchas precedentes tienen polaridad sur, y las manchas subsecuentes, polaridad norte.

Estas polaridades se definen de esta forma: cuando la aguja de la brújula señala el norte en la Tierra, tenemos una“brújula que apunta al norte”. La polaridad magnética norte en el Sol es la que señalaría una de estas brújulas, si hubiera una en el Sol y no se fundiera. Y por lo mismo, la polaridad magnética sur en el Sol sería aquella de la que huiría una brújula de este tipo.

Justo cuando crees que ya lo tienes, ¿sabes qué pasa? Que empieza un nuevo ciclo de once años y todas las polaridades se invierten. En el hemisferio norte, las manchas precedentes tienen polaridad sur y las manchas subsecuentes tienen polaridad norte. En el hemisferio sur, las polaridades magnéticas también se invierten. Si fueras una brújula, no sabrías si ir o venir.

Para agrupar toda esta información, los astrónomos han definido el ciclo magnético del Sol. El ciclo dura unos veintidós años y contiene dos ciclos de actividad solar. Más o menos cada veintidós años, se repite el patrón de cambiantes campos magnéticos del Sol.

La cantidad de energía total que produce el Sol recibe el nombre de luminosidad solar. A los astrónomos les interesa más la cantidad de energía solar que recibe la Tierra, es decir, la constante solar. Dicha constante se define como la cantidad de energía que cae por segundo en una área de 1 centímetro cuadrado encarado hacia el Sol a la distancia media de la Tierra hasta nuestra estrella; esta constante solar es de 1.368 watts por metro cuadrado.

Las mediciones realizadas por varios satélites solares y meteorológicos que envió la NASA en la década de los ochenta revelaron cambios muy pequeños en la constante solar cuando el Sol va girando. Quizá pienses que la Tierra recibe menos energía cuando hay manchas solares oscuras en el disco solar, pero no es así. De hecho, sucede al contrario: cuantas más manchas solares hay, más energía recibe la Tierra del Sol. Otro misterio que deben resolver los astrónomos.

Según la teoría astrofísica, el Sol era ligeramente más brillante cuando era muy joven, de lo que lo ha sido los últimos varios miles de millones de años. Esta teoría también predice que el Sol liberará mucha más energía en la Tierra en un futuro lejano, cuando se convierta en una estrella gigante roja (consulta el capítulo 11).

Por lo tanto, lo de “constante solar” parece un poco inexacto, aunque de un día a otro, cualquier cambio de la producción de energía del Sol es extremadamente pequeño.

Existe un tipo de plasma solar llamado viento solar que siempre fluye desde de la corona. Se mueve a través del Sistema Solar a unos 470 kilómetros por segundo cuando pasa por la órbita de la Tierra.

El viento solar llega en flujos, golpes y bocanadas, y constantemente perturba y rellena la magnetosfera de la Tierra, que se comprime y vuelve a hincharse. Las perturbaciones en la magnetosfera, sobre todo las de tormentas solares que se desplazan como eyecciones de masa coronal (que he explicado anteriormente en este capítulo), pueden provocar la formación de la aurora boreal (aurora borealis) y la aurora austral (aurora australis), así como tormentas geomagnéticas (consulta el capítulo 5 si quieres obtener más información sobre la magnetosfera y las auroras). Las tormentas geomagnéticas pueden apagar redes de suministro de compañías eléctricas (lo que provoca apagones), apagar circuitos electrónicos en oleoductos y gaseoductos, interferir con GPS y comunicaciones por radio y dañar caros satélites. Algunas personas incluso afirman que pueden “oír auroras”.

Las eyecciones de masa coronal suelen ser invisibles con los equipos de aficionado, pero los telescopios de los satélites las revelan de maravilla. Expulsan miles de millones de toneladas de masas de gas electrificado, llamado plasma solar, impregnado de campos magnéticos, hacia el Sistema Solar, donde, a veces, chocan contra la magnetosfera de la Tierra (la magnetosfera es una enorme región alrededor de la Tierra en la que electrones, protones y otras partículas cargadas eléctricamente van de aquí para allá, desde las altitudes muy al norte hasta latitudes muy al sur, atrapadas en el campo magnético de la Tierra. La magnetosfera actúa como paraguas protector contra las eyecciones de masa coronal y el viento solar).

Las perturbaciones solares y sus efectos en la magnetosfera se conocen con el nombre de meteorología espacial. Puedes ver el último parte meteorológico del clima espacial y el pronóstico oficial del gobierno de Estados Unidos en la web del Centro de Predicción de Clima Espacial de la NOAA (Agencia Nacional Oceanográfica y Atmosférica), www.swpc.noaa.gov.

La fusión nuclear en el corazón del Sol hace algo más que convertir hidrógeno en helio y liberar energía en forma de rayos gamma para calentar toda la estrella. También libera enormes cantidades de neutrinos, partículas subatómicas eléctricamente neutras que casi no tienen masa, viajan a la velocidad de la luz y pueden atravesar casi cualquier cosa. Los astrónomos pueden comprobar la temperatura y la densidad del núcleo del Sol observando los neutrinos que proceden de la estrella.

Un neutrino es como un cuchillo caliente que atraviesa la mantequilla: corta con facilidad. De hecho, los neutrinos pueden volar desde el centro del Sol hasta el espacio. Los que se dirigen a la Tierra, la atraviesan y salen por el otro lado. El neutrino se diferencia del cuchillo caliente en que el cuchillo derrite la mantequilla con la que entra en contacto. El neutrino sólo sale disparado, sin afectar casi nunca a la materia por la que pasa (aunque no siempre).

Los experimentos físicos pueden detectar las raras excepciones en las que los neutrinos interactúan con la materia. Por eso, se llega a contar una fracción diminuta de los neutrinos solares que pasan a través de enormes laboratorios subterráneos conocidos como observatorios de neutrinos. Estos observatorios suelen situarse en minas profundas y túneles debajo de montañas. A estas profundidades, hay pocos tipos de partículas que lleguen, por eso para los científicos es más fácil diferenciar un neutrino solar de otras partículas. Uno de los principales centros, el Sudbury Neutrino Observatory de Canadá, está a 2 kilómetros por debajo de la superficie de la Tierra. Es un buen punto desde el que “profundizar” en la astronomía.

Contar neutrinos no es fácil, pero, hace tiempo, los informes de los observatorios de neutrinos indicaron una deficiencia en los neutrinos solares: el número de neutrinos que llegaban a la Tierra era significativamente menor que el número que esperaban los científicos, de acuerdo con el ritmo al que el Sol genera energía.

La deficiencia de neutrinos solares era el menor de nuestros problemas. No era nada comparado con el sida, la guerra, el hambre, la destrucción de los bosques, las especies en peligro de extinción y el consumo de reservas de combustible fósil. Sin embargo, aquella pérdida fastidiaba a los científicos, lo que les impulsó a elaborar nuevas teorías de la física de partículas y verificar modelos teóricos del interior solar.

Por suerte, los científicos del Sudbury Neutrino Observatory (y otros lugares) resolvieron el problema de los neutrinos desaparecidos. Resultó que, de camino a la Tierra algunos de los neutrinos producidos en el núcleo del Sol se convierten en uno de los otros dos tipos de neutrinos, y los primeros observatorios de neutrinos que informaron de la deficiencia de neutrinos solares no podían detectar los otros dos tipos. El problema era una deficiencia en el equipo de laboratorio, no una falta de comprensión sobre cómo genera energía el Sol ni cuántos neutrinos emite. Ésta es una buena analogía: imagina que participas en un estudio de fauna anual en el que tienes que contar pájaros, pero llevas gafas con cristales de colores. Estos cristales hacen que sea difícil ver pájaros de algunos colores determinados. Por eso, quizá pienses que los pájaros llamados azulejos están en peligro de extinción, pero el problema es que tú sólo puedes ver cardenales.

Cuatro mil millones, y seguimos contando: la esperanza de vida del Sol

Algún día, el Sol agotará su combustible, por lo tanto, algún día, morirá. Sin la energía y el calor del Sol, la vida en la Tierra dejará de existir. Los océanos se congelarían, y el aire también. Parece lógico, ¿verdad? Pero lo que realmente pasará es que el Sol se hinchará y adoptará la forma de una estrella gigante roja (consulta el capítulo 11 para obtener más información sobre gigantes rojas). Parecerá enorme, y quemará los océanos. En consecuencia, los océanos se evaporarán antes de que puedan congelarse.

Lee el párrafo anterior con atención: no he dicho que los océanos se congelarán, sino que se congelarían sin la energía del Sol. De hecho, la energía que recibe la Tierra aumentará tanto antes de que el Sol muera que los humanos perecerán asfixiados (si siguen existiendo humanos), no por el frío. En los mares, se servirá atún hervido, no bacalao congelado. ¡Esto sí que es un calentamiento global!

La gigante roja Sol arrojará sus capas externas y formará una bonita nebulosa en expansión, el tipo de nube de gas brillante que los astrónomos llaman nebulosas planetarias. Pero ningún humano estará ahí para admirarlo. Por eso, para apreciar algo que seguro que nos perderemos, observa algunas de las nebulosas planetarias creadas por otras estrellas (consulta el capítulo 12).

La nebulosa se apagará poco a poco y en su centro sólo quedará una diminuta ceniza del Sol, un objeto pequeño y caliente llamado estrella enana blanca. No será mucho mayor que la Tierra, y, a pesar de que al principio estará muy caliente, será demasiado pequeña para lanzar mucha energía hacia la Tierra. Sea lo que sea que haya quedado en la superficie de la Tierra, se congelará. Y la enana blanca se consumirá como se consumen las brasas en una hoguera que se apaga, desapareciendo poco a poco.

Por suerte, nos deberían quedar unos 5.000 millones años antes de que esa expectativa se cierna sobre nosotros. Las generaciones futuras pueden preocuparse por este tema, por la deuda nacional y por cómo adquirir las raras primeras ediciones de Astronomía para Dummies.

Que no te ciegue tu error: técnicas seguras para la observación solar

En el siglo XVII el astrónomo italiano Galileo Galilei hizo el primer gran descubrimiento telescópico acerca del Sol. A través de la observación de los movimientos diarios de las manchas solares en la superficie solar, dedujo que el Sol gira. Según cuentan, se dañó la vista mientras lo investigaba. Puede que esta historia no sea del todo cierta, pero mi advertencia sí que lo es: mirar al Sol a través de un telescopio u otra ayuda óptica como los prismáticos es extremadamente peligroso. Un telescopio o unos prismáticos recogen más luz que nuestros ojos mirando a simple vista y la concentran en un punto pequeño de tu retina, donde causará un daño inmediato y grave. ¿Has visto alguna vez cómo una lupa concentra los rayos del Sol en un trozo de papel y lo quema? Ésa es la idea.

Mirar al sol a simple vista no es bueno, y, en algunos casos, puede resultar dañino. Incluso una observación muy breve del Sol a través de un telescopio, prismáticos o cualquier otro instrumento óptico (tanto si usas tu material como el de otras personas) es muy peligroso, a no ser que el equipo incorpore un filtro solar bien instalado y que proceda de un fabricante de confianza, diseñado específicamente para observar el Sol.

Una opción posible es observar el Sol con la técnica denominada proyección. Si sigues las instrucciones de los siguientes apartados con atención, te evitarás un mal trago. Mejor aún, deja que un astrónomo profesional o aficionado con experiencia te asesore antes de empezar a observar (consulta el capítulo 2 para obtener más información sobre asociaciones y otros recursos que te ayudarán a empezar).

Observa el Sol mediante una proyección

Galileo inventó la técnica de la proyección utilizando un sencillo telescopio para proyectar una imagen del Sol en una pantalla, como lo hace un proyector de diapositivas. Esta técnica sólo es segura cuando se utiliza con telescopios sencillos, como los que se venden bajo la descripción de refractor o reflector newtoniano.

Tal y como explico en capítulo 3, un reflector newtoniano sólo usa espejos, además del ocular, y su ocular está cerca de la parte superior del tubo del telescopio, sobresaliendo en ángulo recto. Un refractor funciona con lentes y no contiene espejo.

No utilices la técnica de proyección con telescopios que incorporen lentes y espejos junto a oculares. Es decir, no uses esta técnica con los modelos Schmidt-Cassegrain ni Maksutov-Cassegrain, ya que utilizan espejos y lentes (describo estos telescopios en el capítulo 3). La imagen caliente y concentrada del Sol puede dañar el equipo que hay al principio del tubo del telescopio y puede suponer un peligro.

Aquí tienes algunos consejos para ver el Sol de forma segura mediante la técnica de la proyección:

En la figura 10-4, se presenta un esquema de la técnica de la proyección. Importante: en el esquema se muestra un pequeño buscador montado en el telescopio porque la mayoría de los telescopios están equipados de esa forma, pero (tal y como advierto más arriba) no debes mirar al Sol a través del buscador ni a través del telescopio principal, porque podría provocarte graves daños oculares. La forma más fácil y segura de practicar esta técnica es consultar con un observador experimentado de tu club de astronomía; consulta el capítulo 2 para ver más información sobre cómo encontrar un club en tu zona.

Aunque evites mirar a través del telescopio, debes ser consciente de que hay otros peligros en el método de la proyección. En una escuela de Brooklyn, vi a un estudiante proyectar una imagen solar con un telescopio de 18 centímetros. Sabía que no debía mirar a través del ocular. Sin embargo pasó el brazo a través del rayo proyectado cerca del ocular, un punto en el que la imagen solar es muy pequeña. La imagen caliente y concentrada quemó su chaqueta de cuero negro y le hizo un agujero.

Ten mucho cuidado cuando utilices un telescopio como proyector de imágenes del Sol, y nunca dejes que un niño o cualquier otra persona que no domine este método manipule el telescopio. No mires el Sol a través de tu telescopio, ni a través del pequeño buscador que quizá lleve incorporado. Para evitar daños, asegúrate de que no haya nadie, ropa ni cualquier otro objeto en la trayectoria del haz de luz solar proyectado; en el haz, sólo debería haber la pantalla de proyección de cartón.

Estilos de observación solar de los derrochadores

Existen filtros solares especiales, llamados filtros H-alfa, que te permiten ver algunos de los fascinantes fenómenos del Sol que no puedes observar con luz blanca. En particular, a menos que estés mirando un eclipse total del Sol, estos filtros son necesarios para ver las protuberancias solares, que parecen arcos encendidos en el limbo o extremo del disco solar. Estos filtros son muy caros (suelen superar los 750 €).

Los filtros H-alfa se clasifican según su ancho de banda, es decir, el estrecho rango de longitudes de onda del espectro solar que dejan pasar. En general, cuanto más estrecho sea el ancho de banda, más caro será el filtro. La mayoría de los filtros H-alfa deberían permitir ver protuberancias en el borde del Sol, pero para ver fulguraciones solares con facilidad, necesitas filtros con ancho de banda de 0,7 Å (0,7 angstroms) o menos. También puedes ver filamentos a través de filtros H-alfa (líneas oscuras y ligeramente curvadas en el disco solar) que no se ven con filtros de luz blanca. Los filamentos y las protuberancias son, básicamente, parecidos: brillantes con un filtro H-alfa si los ves en el borde del Sol contra un fondo relativamente oscuro, pero oscuros vistos delante del Sol, que proporciona un fondo brillante.

Si su alto precio no te detiene (y si tienes experiencia en la observación solar de luz blanca, tal y como describo en este capítulo), recuerda averiguar más sobre los filtros H-alfa. Thousand Oaks Optical (www.thousandoaksoptical.com) es de los principales proveedores de filtros H-alfa y de otros tipos de filtros para observadores solares. Meade Instruments vende filtros Coronado SolarMax II, un producto de gama alta que puedes afinar para conseguir mejor contraste (www.meade.com).

Quizá la forma más segura y menos cara de obtener tus propias vistas con filtros H-alfa del Sol es utilizar un telescopio pequeño fabricado para ese propósito. En concreto, el prestigioso telescopio Coronado Personal Solar, que también vende Meade Instruments, ofrece unas imágenes espectaculares. Cuesta unos 700 € sin trípode. Puedes ver mucha actividad solar en H-alfa, pero es mucho más caro que las observaciones con luz blanca, que sólo muestran manchas solares.

Cuando domines la técnica de la proyección, busca manchas solares. Si detectas alguna, mira de nuevo al día siguiente y al cabo de dos días para controlar su movimiento a través del disco solar. A pesar de que puede que se muevan un poco, la mayoría de los movimientos de las manchas solares se deben a que el Sol gira, es decir, a la rotación solar. Estás repitiendo el descubrimiento de Galileo de la forma segura que él inició.

Si no quieres usar la técnica de la proyección, o si tienes un telescopio que utiliza tanto lentes como espejos (que no debes usar con esta técnica), todavía puedes ver el Sol con seguridad, pero necesitas un filtro solar especial de luz blanca. Este tipo de luz significa que el filtro admite todos o la mayoría de los colores de luz visible. El filtro sirve para reducir el brillo de la luz. Ver el Sol a través de un filtro seguro de luz blanca (consulta el apartado siguiente) implica hacer una inversión modesta, pero vale la pena pagar ese precio a cambio de esas vistas y seguridad. ¡Sigue leyendo, Galileo!

La observación del Sol a través de filtros frontales

Los únicos filtros solares que recomiendo para observar el Sol con luz blanca son los que se colocan en la parte frontal de tu telescopio para que no pueda entrar luz en él sin pasar a través del filtro (no son los filtros H-alfa que describo en el apartado “Estilos de observación solar de los derrochadores”, son mucho más baratos). Los filtros de luz blanca muestran manchas solares, y los filtros H-alfa, no. En cambio, los filtros de luz blanca no muestran protuberancias ni fulguraciones solares, algo que puedes ver a través de filtros H-alfa.

Los filtros situados en el ocular o cerca de él se pueden romper debido al calor solar concentrado, y es posible que te provoquen un gran daño en los ojos. Utiliza sólo filtros que vayan en la parte frontal de tu telescopio.

En el capítulo 3 comento varios tipos de telescopios y recomiendo los siguientes filtros frontales para la observación solar:

Filtros de apertura total: Apropiados para telescopios de 10 centímetros de apertura o menos (la apertura es el diámetro de la lente o espejo que capta la luz en tu telescopio), como el Meade ETX-90 y el Celestron SkyProdigy 90 (consulta el capítulo 3). El filtro se extiende a través de todo el diámetro del telescopio, de manera que todo el espejo o la lente que capta la luz recibe la luz filtrada del Sol.

Filtros fuera de eje (off-axis): Son los mejores para telescopios de una apertura de 10 centímetros o más, pero no para refractores. Un filtro fuera de eje es más pequeño que la apertura del telescopio, pero está montado en una placa que cubre toda la apertura. El Sol es tan brillante que no necesitas toda la apertura del telescopio para captar luz suficiente que te permita una buena observación solar. Una apertura mayor puede ofrecer una visión potencialmente más nítida, pero, en la mayoría de los lugares desde los que observarás, la imagen borrosa de la atmósfera de la Tierra anulará esta ventaja. Cuanta menos luz del Sol innecesaria entre en tu telescopio, más seguros estaréis tanto tú como tu aparato.

Prueba la técnica del stop down en tu telescopio

Cuando bloqueas parte o la mayoría del haz de luz de un telescopio (por ejemplo, utilizando un filtro que sólo admita luz a través de parte de la apertura), estás usando la técnica stop down en el telescopio.

¿Adivinas quién inventó esta técnica? ¡Galileo! ¡Qué pasada! Puedes repetir su trabajo a través de la observación de manchas solares con un telescopio y la técnica del stop down. Galileo también realizó experimentos de física, como (supuestamente) dejar caer pesos desde la torre inclinada de Pisa. Ni se te ocurra probarlo…

Para la mayoría de los telescopios que no sean refractores recomiendo filtros solares fuera de eje, porque normalmente los telescopios no refractores tienen pequeños espejos o dispositivos mecánicos en el interior del tubo que bloquean la parte de la luz que llega al centro del telescopio.

En el caso especial de un refractor con una apertura de 10 centímetros o más, debes colocar el filtro en el extremo superior del telescopio y debe ser más pequeño que la apertura del telescopio, pero debería montarse centrado en una placa opaca que lo cubra. Esto es así porque, en general, la parte central de la lente objetivo o primario del refractor (la lente grande) puede que tenga mejor calidad óptica que la periferia de la lente.

Thousand Oaks Optical, de Thousand Oaks (California), fabrica filtros solares de apertura total y fuera de eje de varias clases. Esta empresa vende filtros que encajan en muchos telescopios. Puedes consultar esta información en su web http://thousandoaksoptical.com/solar.html.

Diviértete con el Sol: la observación solar

El Sol es una fascinante bola de gases calientes en cambio constante. Ofrece multitud de oportunidades de observación para el observador prudente. Además de observar el Sol tú mismo (teniendo en cuenta las advertencias comentadas en el apartado anterior), puedes ver increíbles imágenes producidas de forma profesional. Si aprovechas esas dos posibilidades, obtendrás una experiencia de observación del Sol completa. En este apartado, encontrarás sugerencias para disfrutar de nuestro querido Sol.

Haz un seguimiento de las manchas solares

Cuando confíes en tu capacidad para observar el Sol de forma segura a través del método de la proyección o equipándolo con un filtro solar seguro, podrás dedicarte a estudiar las manchas solares siguiendo este plan:

Observa el Sol tan a menudo como te sea posible.

Fíjate en el tamaño y ubicación de las manchas solares y en los grupos de manchas del disco solar. Algunas manchas solares parecen diminutas. Si la mancha es realmente oscura y diminuta incluso a través del potente telescopio de un observatorio, es un poro. En cambio, si una mancha solar es lo suficientemente grande, puedes distinguir sus regiones. La parte central y oscura recibe el nombre de umbra, y la zona circundante que parece más oscura que el disco solar pero más clara que la umbra se llama penumbra.

Cartografía el movimiento de las manchas solares a medida que el Sol haga un giro completo. Tarda veinticinco días (en el ecuador) o unos treinta y cinco días (cerca de los polos; sí, el Sol gira a ritmos distintos en diferentes latitudes, otra de sus muchas misteriosas e inesperadas propiedades).

La Sección Solar de la Asociación de Observadores Planetarios y Lunares ofrece un formulario para registrar manchas solares en http://alpoastronomy.org/solar/frm1.pdf. La Sección Solar de la BAA (Asociación Astronómica Británica) ofrece un formulario para dibujar las manchas llamado “Grid Drawing”, junto a otros formularios de observación solar. Debes visitar www.britastro.org, hacer clic en Solar Section y, a continuación, pulsar en el vínculo que conduce a la web Solar Section.

Cuando realices el seguimiento de manchas solares, quizá quieras comprobar cuántas ves en un día; esa cifra recibe el nombre de (¡adivina!) número de manchas solares. Puede que quieras hacer un seguimiento del número de manchas solares de un año a otro para comprobar si puedes medir el ciclo de manchas solares por tu cuenta. En los siguientes apartados, te ofrezco información sobre cómo calcular el número de manchas solares y dónde encontrar cifras oficiales.

R es tu número personal de manchas solares, g es el número de grupos de manchas solares que ves en el Sol y s es el número total de manchas solares que cuentas, lo que incluye las manchas en grupos. Las manchas solares suelen aparecer aisladas unas de otras en distintas partes del disco solar. Las manchas que están juntas en una parte del disco son un grupo. Una mancha completamente aislada se considera que forma su propio grupo (estos términos son bastante contradictorios, pero son los que, desde hace años, utilizan los científicos).

Supón que cuentas cinco manchas solares; tres están juntas en un lugar del Sol y las otras dos aparecen en dos puntos muy separados. Tienes tres grupos (el grupo de tres y los dos grupos formados por una mancha cada uno), por lo tanto, g es 3. El número de manchas individuales es cinco, por lo tanto, s es 5.

El mismo día, distintos observadores dan distintos números personales de manchas solares. Si tienes mejores condiciones de observación y un telescopio más potente o, sencillamente, mejor imaginación, tú calcularás un número de manchas solares más elevado que tu vecino. Tú calculas R = 59, y el inútil de tu vecino solamente ha visto R = 35. Por lo que respecta al número de manchas solares, ¡le sacas ventaja! Pero si comparamos los jardines, ¿cuál está más bonito? Bueno, dejo ese debate a tus vecinos. ¿Te aclaras con la “R”?

Las autoridades que organizan y promedian los informes de muchos observatorios saben, por experiencia, que algunos observadores llevan un ritmo como el de tu vecino; otros no pueden ver tantas manchas solares; en cambio, otros, como tú, ven un número elevado. A partir de esta experiencia, las autoridades calibran cada observatorio u observador y hacen ajustes en recuentos futuros para promediar los informes y conseguir la mejor estimación del número de manchas solares para cada día.

Puedes comprobar el número de manchas solares diario (o cuando quieras) en www.spaceweather.com.

Los científicos esperaban que se produjera un punto máximo del ciclo de actividad solar en 2012. Sin embargo, después de un punto máximo, se pueden tardar varios años en determinar cuándo ocurrió en realidad. Si te perdiste el momento en cuestión, puedes observar cómo decrece el número de manchas hasta que el Sol llega al mínimo de su ciclo de actividad, etapa en la cual te puedes pasar meses sin dar con una mancha solar decente.

Experimenta eclipses solares

A diario, la mejor forma de ver la región más exterior y bonita del Sol, la corona, consiste en ver imágenes por satélite en las webs que incluyo en el siguiente apartado. De todas formas, ver la corona “en vivo y en directo” es un espectáculo que no te puedes perder. Durante un eclipse total del Sol, la corona es uno de los mejores espectáculos de la naturaleza. Por eso, muchos aficionados a la astronomía ahorran durante años para tirar la casa por la ventana y hacer un crucero que les permita ver un gran eclipse (consulta el capítulo 2 para obtener información detallada al respecto). Los astrónomos profesionales también viajan hacia el eclipse, aunque ellos tengan satélites y telescopios espaciales a su disposición.

El Sol experimenta eclipses parciales, anulares y totales. El mayor espectáculo es el eclipse total; algunos eclipses anulares también hacen que el viaje valga la pena (durante un eclipse anular, un anillo fino y brillante de la fotosfera es visible alrededor del borde de la Luna). No merece la pena desplazarse cientos de kilómetros para ver un eclipse parcial porque no ves la cromosfera ni la corona, pero no cabe duda de que querrás comprobar si, de camino, puedes ver alguno. Al fin y al cabo, la primera y la última etapa de un eclipse total o anular son eclipses parciales, así que también tienes que saber cómo observar estas etapas.

Para observar un eclipse parcial, o las fases del eclipse parcial de un eclipse total, utiliza los filtros solares que describo en el apartado “La observación del Sol a través de filtros frontales” anteriormente en este capítulo. Puedes mirar con unos prismáticos o con telescopios equipados con filtros, ponerte un filtro delante de los ojos o utilizar la técnica que he descrito en el apartado “Observa el Sol mediante una proyección”.

Un eclipse total suele empezar con una fase parcial, que comienza con el primer contacto, cuando el borde de la Luna llega por primera vez al borde del Sol. Ahora, ves un eclipse parcial de Sol, lo que significa que estás en la penumbra, o sombra exterior menos oscura, de la Luna (consulta la figura 10-5).

En un segundo contacto, el borde de entrada de la Luna llega al otro extremo del Sol, y bloquea por completo al Sol, así que no puedes verlo. Ahora, eres testigo de un eclipse total; tú estás en la oscura umbra, o sombra central, de la Luna. Puedes apartar tu filtro de observación o del filtro de los prismáticos con filtro y observar la fantástica vista del Sol totalmente eclipsado. Pero no mires fijamente al Sol cuando acabe la totalidad porque no es seguro.

La corona forma un halo blanco y brillante alrededor de la Luna, quizá con franjas largas que se extienden a este y oeste. Puede que veas brillantes rayos en la corona, que salen de los extremos norte y sur de la Luna. Busca pequeños y brillantes puntos rojos, que son las protuberancias solares a veces visibles a simple vista durante los breves momentos del eclipse. La delgada banda roja a lo largo del limbo de la Luna es la cromosfera solar, que se observa mejor en unos eclipses totales que en otros. Cerca del máximo del ciclo de actividad solar de once años, la corona suele ser circular, pero cerca del mínimo del ciclo, la corona se estira de este a oeste. La corona adopta una forma distinta durante cada eclipse.

No son las gafas en 3-D de tu papá

Rainbow Symphony vende gafas para ver eclipses que se parecen a las gafas para ver películas en 3-D. Están pensadas para ver fases parciales de un eclipse total o cualquier fase de un eclipse solar parcial. Las puedes ver en la web de Rainbow Symphony, www.rain bowsymphony.com. Thousand Oaks Optical (www.thousandoaksoptical.com) ofrece un producto similar que llama Solar Viewers. Ambas gafas son relativamente económicas. Si invitas a tus familiares o amigos a ver un eclipse solar, te sugiero que lleves un par para cada uno.

Hay personas que quitan los filtros solares de sus prismáticos o telescopios y miran al Sol totalmente eclipsado a través de estos instrumentos sin protección. Este enfoque es muy peligroso si:

Miras demasiado pronto, antes de que el Sol esté totalmente eclipsado.

Miras demasiado rato (una forma muy fácil de sufrir un accidente) y sigues mirando a través de un instrumento óptico después de que el Sol empiece a salir tras la Luna.

¡Ten cuidado! Como he explicado en la nota de advertencia anterior, recomiendo encarecidamente no observar el Sol con telescopio ni con prismáticos si no tienes filtros, incluso durante un eclipse total, a menos que hagas la observación bajo el control de un experto. A veces, por ejemplo, el responsable de una excursión o de un crucero para ver un eclipse utiliza un sistema de altavoces público, cálculos informáticos y el conocimiento que le ofrece su observación personal para avisarte de cuándo puedes ver el Sol eclipsado. También te dirá con suficiente antelación cuándo debes parar.

Según mi experiencia (¡que fue dolorosa!), la forma más fácil de hacerte daño es seguir mirando a través de los prismáticos o el telescopio “sólo un segundo más”, cuando una parte diminuta de la superficie visible brillante del Sol empieza a aparecer desde detrás de la Luna. Esa parte brillante y diminuta puede que no te haga desviar la mirada porque no parece lo suficientemente brillante. No te das cuenta de que los rayos infrarrojos (que son invisibles) de la pequeña parte expuesta de la superficie solar dañan tus ojos sin deslumbrarte ni causarte un dolor inmediato. En unos minutos, empezarás a notar dolor. Para entonces, el daño ya está hecho.

En cambio, si haces observaciones de forma segura, sigues todas las instrucciones y no corres riesgos al observar el Sol, ¡puedes disfrutar de muchos más eclipses de Sol totales!

Otra razón para no observar el Sol con instrumentos ópticos durante la fase total de un eclipse es que, a simple vista, puedes buscar muchas cosas por todo el cielo.

Aquí tienes algunos fenómenos espectaculares que puedes buscar durante un eclipse:

Justo antes de la totalidad, pueden aparecer las denominadas bandas de sombra. Son patrones relucientes y de bajo contraste de franjas oscuras y claras que cruzan el suelo o, si estás en el mar, la cubierta del barco. Las bandas son un efecto óptico producido en la atmósfera de la Tierra cuando el Sol mengua hasta una última pequeña franja antes de quedar completamente eclipsado detrás de la Luna.

Las perlas de Baily se ven unos instantes antes y después de la totalidad, cuando pequeñas regiones de la brillante superficie solar brillan a través de brechas entre montañas y bordes de cráteres en el limbo de la Luna. En un momento, puede que sólo haya una perla muy brillante. Los astrónomos la llaman anillo de diamantes (la brillante corona interior parece un anillo estrecho alrededor de la Luna, y la perla brillante es el “diamante”).

Los animales salvajes (y los domésticos, si estás cerca de una granja) reaccionan de forma muy evidente ante un eclipse. Los pájaros se detienen a descansar, las vacas vuelven al establo y así sucesivamente. Durante un eclipse en el siglo XIX, algunos de los principales científicos montaron sus instrumentos en un establo, apuntando sus telescopios al cielo a través de la puerta. ¡Menuda sorpresa se llevaron cuando empezó la totalidad y el ganado entró en el establo en estampida!

En los sitios en los que la luz del Sol brilla a través de las hojas de un árbol, se suele ver en el suelo un dibujo moteado formado por pequeñas manchas brillantes con la forma del Sol. Antes de que empiece el eclipse, las motas son circulares, como el Sol no eclipsado. Durante el eclipse parcial, las motas parecen medias lunas, después, lunas crecientes, y cambian de forma según la fase en la que se encuentre el eclipse. Puedes observar este tipo de motas sin necesidad de árboles; basta con coger un colador de cocina y dejar que el Sol brille a través de sus agujeros durante un eclipse.

Cuando el Sol se eclipsa totalmente, mira al cielo oscuro que rodea al Sol. Tienes una ocasión rara de ver estrellas durante el día. Los artículos publicados en revistas de astronomía o en sus sitios web te indican qué estrellas y planetas buscar durante un eclipse solar total. O te lo puedes imaginar simulando el cielo en la fecha y momento del eclipse usando tu software planetario o una aplicación de smartphone similar (consulta el capítulo 2). Lo único que tienes que hacer es fijar el programa para que muestre el cielo tal y como será desde el lugar en el que esperas hacer la observación.

La totalidad acaba en el tercer contacto, cuando el borde de salida de la Luna se empieza a retirar del disco solar. En el último momento de la totalidad, puede aparecer una pequeña y brillante zona de la fotosfera desde detrás de la Luna. Entonces, verás el anillo de diamantes que te he descrito. En este momento, has vuelto a la penumbra, y puedes ver un eclipse parcial. En el cuarto o último contacto, el borde de salida de la Luna se desplaza más allá del extremo del Sol. El eclipse ha terminado.

Desde el primer hasta el último contacto, todo el eclipse puede que dure unas horas, pero la parte buena, la totalidad, dura desde menos de un minuto a poco más de siete minutos.

Dentro de la franja de totalidad (el camino desde el centro de la sombra de la Luna a través de la superficie de la Tierra) se disfruta de la máxima duración. En los demás puntos de la franja, la totalidad es más breve. Evidentemente, el lugar en el que el eclipse tiene una duración máxima puede que no sea donde las perspectivas sean mejores, o quizá no sea un lugar al que puedas llegar fácilmente o con seguridad. Por eso es crucial planificar con antelación el desplazamiento para ver el eclipse. En esos lugares, los hoteles, moteles, coches de alquiler y demás suelen reservarse como mínimo un año o dos antes de que se produzca el eclipse.

Para planificar tu viaje y ver un eclipse, elige uno adecuado de los que aparecen en la tabla 10-1 y empieza a investigar la mejor forma de verlo.

Pocos años antes de que se produzca un eclipse, empiezan a aparecer artículos en revistas de astronomía con información sobre los pronósticos meteorológicos y la logística para observarlo desde distintos puntos. Visita las webs de las revistas Sky & Telescope y Astronomy (consulta el capítulo 2 si buscas más información). Busca anuncios de viajes para ver el eclipse en las revistas y por internet. Consulta las predicciones de eclipses más fiables en la web de eclipses de la NASA: http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html. Vuelve al capítulo 2 para ver lo que aconsejo acerca de los viajes para ver eclipses. ¡Que te diviertas!

Dónde encontrar imágenes solares por internet

Puedes ver fotografías profesionales actuales o recientes del disco solar y las manchas solares (lo que los astrónomos solares llaman fotografías de luz blanca porque esta luz es toda la luz visible del Sol) en varios sitios web. Un buen lugar es la web del Observatorio Astrofísico de Catania (Italia), que puedes encontrar en web.ct.astro.it/sun. La foto de luz blanca es la que se titula Continuum, un término técnico que significa que no se utilizó ningún filtro de color para hacer la fotografía. Si quieres adquirir experiencia para identificar grupos de manchas solares y contarlas, practica con estas fotos.

A veces, hay nubes sobre Catania, así que puedes mirar en otros sitios para ver fotos de luz blanca profesionales del disco solar. Un buen lugar es la página de Full Disk Observations, del Big Bear Solar Observatory de California, www.bbso.njit.edu/cgi-bin/LatestImages. Como en el espacio nunca está nublado, puedes echar un vistazo a la imagen actual del Sol con luz blanca en el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA. Visita http://umbra.nascom.nasa.gov/images y pulsa en la imagen llamada Continuum 4500 Å.

Si no se produce un eclipse total no podrás ver la corona por tu cuenta, pero sí que puedes ver imágenes de luz blanca de la corona tomadas desde SOHO, un satélite desarrollado por la Agencia Espacial Europea y la NASA, en la web The Very Latest SOHO Images (http://soho.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html). Son las imágenes etiquetadas con el nombre de “LASCO”.

Puedes ver mapas del campo magnético solar en las webs de algunos observatorios profesionales, entre los que se incluye el Observatorio Solar Wilcox de la Universidad de Standford (http://wso.stanford.edu). Otra fuente es el NSO (Observatorio Solar Nacional), donde se hace referencia a los magnetogramas como VSM Data en la web http://so lis.nso.edu/vsm_fulldisk3.html (VSM es el acrónimo de vector espectomagnetógrafo, un telescopio diseñado para medir los campos magnéticos en el Sol).

Cuando te hayas convertido en un astrónomo avanzado y quieras fotografiar escenas celestes a través de tu telescopio, quizá quieras hacer fotografías al Sol. Puedes encontrar ejemplos en el Observatorio Mount Wilson, donde los investigadores han estado fotografiando el Sol desde 1905. Observa la fantástica imagen de la silueta de un avión con el Sol con manchas de fondo y la imagen del mayor grupo de manchas solares que se ha fotografiado nunca, del 7 de abril de 1947. Si tienes la suerte de ver un grupo de manchas solares incluso la mitad de grande, puede que seas capaz de verlo no sólo con un telescopio, sino también mirando por un filtro solar sin ninguna otra ayuda óptica. Si quieres ver históricas fotografías solares de luz blanca, visita la web de Mount Wilson, http://phy sics.usc.edu/solar/direct.html.

Los astrónomos estudian el Sol con todo tipo de luz, no sólo luz blanca. Su investigación incluye imágenes tomadas con radiación ultravioleta, ultravioleta extrema y rayos X, formas de luz invisibles a los ojos que son bloqueadas por la atmósfera de la Tierra. Las fotografías se toman con telescopios montados en satélites que orbitan alrededor de la Tierra a gran altitud o con sondas espaciales ubicadas mucho más lejos que orbitan alrededor del Sol, como la Tierra. Las imágenes del Sol procedentes de los satélites y de muchos telescopios en la Tierra puedes verlas en la página web Current Solar Images de la NASA, http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html.

Otra gran fuente de imágenes solares es el SDO (Observatorio de Dinámica Solar), lanzado en 2010. Encontrarás imágenes y vídeos en la web del SDO, www.nasa.gov/mission_pages/sdo/main/index.html. Si aún quieres ver más imágenes y vídeos de la NASA, visita el sitio web de la misión STEREO, http://stereo.gsfc.nasa.gov.

El Sol es patrimonio de la humanidad, así que obsérvalo a menudo. ¡Te alegrará haberlo hecho!

Capítulo 10