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miércoles, 29 de junio de 2011

Ella es tan linda... capítulo 5 Sol, que quiero verte...

“Ella es tan linda…”

Guía observacional astronómica.
Capítulo 5.

“En los mapas del cielo, el sol siempre es amarillo…”

            El sol se desplaza por el cielo en una ruta aparente llamada eclíptica (a raíz que sobre ella se dan los eclipses).
            La eclíptica está inclinada con respecto al ecuador celeste 23º,27´ (el ecuador celeste es una proyección imaginaria del ecuador terrestre).
La inclinación de la eclíptica se debe a que el eje, sobre el cual gira la tierra, está inclinado con respecto a su plano de traslación alrededor del sol*.

El sol -como el resto de estrellas y los planetas- gira sobre nosotros de este a oeste. Dos mil quinientos años atrás, varios científicos dieron con la verdad: es la tierra la que gira sobre sí con sentido oeste-este, alrededor del sol, provocando por ilusión el movimiento anterior. Pero resulta muy cómodo obviar el movimiento terrestre al hablar del comportamiento del cielo. Siempre que pueda voy a hacerlo; ustedes recuerden que es solo una metáfora o simplificación.

“En su andar” –entonces- el astro mayor atrasa con respecto a la “marcha” de la bóveda celeste. Es decir, si tú observas las estrellas o las constelaciones que preceden al sol cada mañana, verás que, conforme pasan los días, aquellas se adelantan al sol.
Este atraso cierra al cabo de casi un año, lapso en que el sol ocupa el punto de partida. En apariencia, el sol ha vagado por un camino a través de las estrellas y sus figuras. Este es el origen de los signos del zodíaco. Los astrólogos observaban qué estrellas ocupaban el horizonte el día de tu nacimiento y a esa constelación ataban tu destino**.

En definitiva, cada noche, el cielo se modifica aproximadamente un grado. Sucede que, al variar nuestro planeta su posición con respecto a él, vemos cada velada diversas regiones de la Galaxia que habitamos. Ponte este ejemplo: dentro de una habitación cuadrada, hay una mesa; sobre ella, una lámpara. Alrededor de la lámpara, se desplaza un trompo, el cual a su vez gira sobre sí. Los habitantes del trompo sólo verán las paredes de la habitación en sentido contrario a la lámpara (pues el resplandor de la luz no les impide mirar hacia el centro de la mesa). Así, si el trompo tardara un año en completar la vuelta a la lámpara, sólo sería visible una pared cada tres meses. El cielo (las paredes, para ese mundo) cambiaría un poco cada día, hasta que el trompo completase la traslación (un año). Luego, volvería a repetirse el espectáculo.

            El sol, en su paso aparente por el cielo, marca algunos hitos que conviene conocer y comprender.

Meridiano:
No importa dónde vivas, el sol se alza por el este y trepa hasta cierto punto, cierta cantidad de grados; luego, comienza a descender hacia el oeste hasta desaparecer bajo el horizonte.
Esta traza imaginaria, su ascenso y descenso, es fácil de registrar en tanto observes las sombras que proyectan cuerpos fijos. Estas sombras disminuirán hacia el medio día solar -punto que define el meridiano-, luego se extenderán hasta sumirse en la noche.
Más allá de cuánto dure la jornada, el meridiano divide las horas de luz en dos y siempre será anunciado por la sombra más corta del día.

 
Determinar el meridiano es tarea esencial para el aficionado pues constituye una forma segura de trazar el eje polo-sur/polo-norte, imprescindible para poner en estación un telescopio con montura ecuatorial***.
En nuestro hemisferio, el sol se alza hacia el norte. La recta que una a la base de un gnomón con el punto que señale la sombra más corta por él proyectada, te estará indicando una recta válida para ubicar el Polo Sur (en el hemisferio sur, los telescopios de montura ecuatorial deben orientarse hacia ese cardinal).

Otros puntos de interés: los equinoccios y los solsticios.
Dijimos que el eje sobre el cual  gira nuestro planeta está inclinado respecto el plano de traslación. Es decir, el giro de la tierra no es perpendicular al avance de la misma sobre su órbita. Si a ese plano orbital lo imagináramos como un lápiz que tocara a nuestra esfera, en tanto gire la tierra dibujarías un círculo sobre ella. Pero, si además de girarla, la hicieras avanzar en su órbita (es lo que en realidad sucede) estarías dibujando sobre su superficie una espiral ascendente o descendente (según la orientación y tu punto de vista) que terminaría cerrando su trazo al cabo de una traslación.

Es decir, el plano de traslación toca al planeta en diversos puntos cada día, siendo aquel (el plano) perpendicular a la superficie sobre cada punto comprendido entre los trópicos.
Los trópicos son los círculos mínimos que dibujarías sobre esa esfera (ambos trópicos se apartan del ecuador la misma cantidad de grados que posee la inclinación del eje terrestre).
Los trópicos definen las latitudes máximas sobre las cuales el sol incide perpendicular a la superficie terrestre.
Equinoccios:
Los equinoccios son los días en que las horas de luz equivalen a las horas de la noche. Equinoccio significa noche-igual.
Se producen dos equinoccios cada año, uno para cada fecha en que la eclíptica cruza al ecuador. Cuando el sol toca en su paso aparente el ecuador, el día tiene la misma duración que la noche.
Los equinoccios se dan cada seis meses. Ya que el ecuador y la eclíptica son dos círculos máximos, estos se cruzan cada 180º, lo cual equivale a 6 meses de tiempo.
Solsticios:
Los solsticios son aquellos días en que el sol aparentemente se encuentra inmóvil sobre el horizonte. Aparenta no alzar ni descender. Ese día se queda quieto (sistere).


Un Detective Solar.
Registra cada día, a una misma hora, la mínima sombra que arroje un gnomón. Verás que esta sombra irá cambiando de longitud poco a poco, acortándose o alargándose según se aproxime el verano o el invierno.
En los días en que el astro alcance la máxima declinación –norte o sur; cuando la eclíptica toque los trópicos-, prácticamente no notarás diferencia en la longitud de las sombras, pues será ese el punto en que el sol deje de ascender o descender para invertir  su sentido.
El sol parecerá estar quieto durante ese día y -lógicamente- serán los días en que las horas de día-noche sean máximas, según corresponda al solsticio en que te encuentres.
Solsticio de junio.

 
Cielo diurno norte, visto desde una latitud de -33º.

En el diagrama anterior, el sol alcanza la máxima declinación positiva (es decir, la máxima distancia aparente entre el ecuador y su declinación norte), mientras que en el solsticio de diciembre el sol alcanza su máxima declinación negativa (la máxima altura entre el ecuador y su declinación sur).

Solsticio de diciembre
Cielo diurno norte (-33º).

 

            Un ejercicio imprescindible, para verificar la declinación del astro, es observar por qué punto cardinal asciende cada mañana (o una mañana cualquiera cada tres meses, por ejemplo). Tomar nota mediante referencias tales como casas o árboles cercanos te dará una perspectiva fantástica de su movimiento (del nuestro). Es común que oigas que el sol sale por el este, pero en realidad sale por el este sólo 2 días al año. Los restantes 363 días el sol no sale por el este. Curioso, ¿verdad?

            Reloj de sol
            Dos pasos consecutivos del sol por el meridiano del lugar, marcan el día. Ahora: la tierra no se traslada sobre una órbita circular (cuyo tránsito implicaría una regularidad en el tiempo); lo hace sobre una elipse y, por tanto, (ver leyes de Kepler) su velocidad de traslación es dispar a lo largo del año. Kepler fue quién, en la Europa del 1600, dio con esta fácil solución, propuesta por los hindúes mil años antes que él. Bueno, no se puede todo, en la vida.
             
La ley de las áreas.
Una elipse es un círculo aplastado, un círculo con dos focos. El astro de mayor masa –el sol- ocupa uno de los focos. El planeta orbita guardando una curiosa regularidad, en función de ambos focos. Pero esta, no es temporal.
El planeta se desplaza a lo largo del perímetro de la elipse, y su radio de giro barre áreas iguales en tiempos iguales.
Cuando el planeta transita el afelio (lejos del sol) el radio de la órbita es máximo pero su velocidad de avance es menor, de modo que el área barrida por dicho radio puede ser  similar a cuando el cuerpo transita el perihelio (cerca del sol), donde la distancia o radio de giro es menor pero su velocidad es mayor.
Uff. Si has entendido, eres un genio.
Las áreas recorridas por el radio de giro, gracias al cambio de velocidad en el movimiento del cuerpo, se mantienen constantes a través del tiempo.

            Dije que el planeta gira, orbita a una estrella de masa superior, ligado por la gravedad. Esto es incomprensible casi, pero un ejemplo falso sería el siguiente: recordemos la leyenda de David y Goliat. Más específicamente: la mano de David, la honda y la piedra con la que derribó a Goliat. La piedra representaría al planeta, orbitando; la mano de David, el astro masivo, o foco de giro; el tiento de la honda, representaría –burdo- a la gravedad.

            En fin, quedémonos por ahora con que la Tierra se mueve a velocidades variables sobre su órbita. Es lógico que -entonces- las horas regulares sean un invento, que no existan en la realidad. De hecho, nuestro verano transcurre en menor tiempo (menor cantidad de días) que el verano boreal, puesto que en enero -verano austral- estamos en el perihelio.
           
            Hay otro componente que afecta la regularidad del paso solar por el meridiano: la inclinación de la eclíptica. Mientras las diferentes velocidades de traslación arrojan una corrección de + o – 7 minutos, este último aspecto aporta una variación de + o - 10 minutos. Cuando ambos valores se combinan, la llamada ecuación del tiempo se resume en una corrección de + - 15 minutos. Hay tablas en la web o en los buenos libros de geografía.

            Como nunca hay dos sin tres. La tercera corrección horaria necesaria es la que sigue: El planeta fue dividido –por convención- en 24 husos horarios. A cada huso corresponde una hora, pero muchas veces esta es modificada por las sociedades en busca de aprovechar mejor la luz diurna. Por ejemplo, nuestro país tiene una hora de modificación horaria.

            Regale reló, reló Tis-sol.
            De todos modos, es posible construir un reloj de sol (absoluto y exacto) y luego corregir las diferencias que este acuse con respecto al tiempo inventado por el hombre (la hora civil, la cual sí es regular, donde cada hora dura 60 minutos), a fin de obtener valores útiles de él.

            Una tabla, un alambre, un cartón graduado, una brújula, un transportador o semicírculo. Esto es todo lo que necesitas para fabricar un reloj de sol casi perfecto.
            La tabla es la base. En su centro insertas el alambre, recto, que debe torcerse hasta que forme con ella un ángulo igual a la latitud de tu localidad. Perpendicular a él –al alambre y haciendo las veces de ecuador- insertas un cartón con marcas graduadas cada 15º. Las marcas has de hacerlas por arriba y por debajo del cartón (o ecuador). El conjunto debe orientarse con una brújula, de modo tal que el borde elevado del cartón mire al norte (en el hemisferio sur).
De setiembre a marzo, el sol indicará la hora sobre el ecuador (sobre el cartón). De marzo a setiembre, lo hará debajo del ecuador (del cartón).


El reloj de cuadrante ecuatorial indicará siempre la hora solar verdadera para tu longitud geográfica.
Sólo dos días al año no indicará hora alguna: durante los equinoccios. Es sol se desplaza por el ecuador durante esas fechas y por lo tanto el alambre o estilo no arrojará sombra sobre o bajo las caras del mismo.
            Natural es que las divisiones sean cada 15º puesto que 360º (el giro terrestre o día completo) dividido 24 horas, da como resultado esa amplitud angular (15º).

            Mirar el sol
Nunca mires el sol, con ningún equipo ni directamente (hay telescopios especiales fabricados para hacerlo con seguridad; son caros, son escasos, cuida tu vista). El sol puede ser observado por proyección, esto es, observar los rayos solares proyectados sobre alguna pared o placa dispuesta a tal efecto. Jamás debes mirar sus rayos directamente, ni con binoculares, ni con telescopios, ni con filtros de ninguna clase que no provea un entendido. En última instancia, sólo es posible observarle durante unos pocos segundos cuando está en el horizonte, ya que la mayor cantidad de su energía se dispersa al atravesar una gran cantidad de atmósfera.


Modelo de cámara oscura.


            Una cámara oscura es el mejor método para observar el sol. Una cámara oscura es un ámbito totalmente negro y cerrado al que se le abre un orificio puntual, y una ventana. El agujerito actúa cual objetivo y permite a los rayos de luz ingresar y proyectar imágenes del exterior, dentro de la cámara, sobre una pared oscura (negra, cuanto mayor sea el contraste mejor definición se logrará en la imagen). La ventana debe ser pequeña, una solapa, que se abre apenas para percibir la imagen en el fondo de la cámara. La imagen formada, siempre estará invertida dentro de nuestra máquina óptica.
            Tanto con el método de proyección, como con la cámara oscura, pueden observarse las manchas solares. La observación sistémica de la evolución de las manchas es un verdadero placer, pues de ello puede deducirse el tamaño del sol o su velocidad de giro; o -claro- su distancia a la tierra

            Con el Sol, hay que tomar ciertas medidas.
              
Medir el diámetro del sol:

 

Por medio de la cámara oscura es factible medir el diámetro solar. La cámara oscura (CO) genera una imagen invertida dentro de sí. Esta se logra por proyección de los haces que penetran por el orificio puntual (Foco).
El diámetro de la imagen proyectada puede pensarse como la base de un triángulo cuyo ángulo opuesto es igual al ángulo que existe fuera de la cámara, que forma parte de otro triángulo, cuyo lado opuesto es el diámetro real del sol.
Así, surge la proporción:

El Diámetro de la imagen proyectada, sobre la distancia focal dentro de la cámara, es proporcional al Diámetro solar, sobre la Distancia sol-tierra.
En fórmula, sería:
            d/f = D/ UA

De aquí: Diámetro solar= diámetro imagen proyectada x Distancia sol-tierra/ distancia focal.
UA: unidad astronómica, 150.000.000 km.

Medir la velocidad de giro del sol:
Mediante observaciones periódicas puede registrarse –por proyección- la posición de las manchas solares y deducirse la velocidad de giro de los gases para esa latitud solar. Recuerda que el sol no es un cuerpo sólido, por tanto, a diversas latitudes, las masas de gases o plasmas giran a diversas velocidades. En Júpiter pasa lo mismo en su superficie y este es el origen de las franjas horizontales, perpendiculares a su eje de rotación.

Luego, podemos razonar que: T/ t = 360º / Aº

 
Donde:
T : período de rotación solar a esa latitud (en días).
t : periodo utilizado en la medición de las manchas (en días).
360º: rotación solar completa.
Aº : ángulo parcial de rotación, verificado por la ubicación de las manchas.
Entonces: T = 360ª x t / Aº

Medir la energía entregada por el sol.
El sol irradia energía. Esta se transporta a la superficie en forma de fotones. La luminosidad o potencia del sol se expande al espacio en forma de una esfera creciente según la siguiente expresión:

Luminosidad    = Potencia       / Superficie de la esfera.
L                      = P                  / 4  Pi x Radio al cuadrado.

Lo cual implica que la energía irradiada disminuye con el cuadrado de la distancia.

Un fotómetro es un instrumento que mide luz. Ahora, cómo medir cantidad de luz???
Un ejercicio para medir energía lumínica es el siguiente: Con un papel y una gota de aceite fabrica un fotómetro. Pruébalo con dos lámparas de valor energético conocido.
. El método de medición de la energía solar será idéntico. Solo reemplazarás uno de los focos por… el sol!

             
El principio de razonamiento es el siguiente: hay que lograr una proporcionalidad con otro elemento o valor conocido. La balanza de pesas es un ejemplo de cómo el pensamiento del hombre allana su camino. Tú desconoces una magnitud; no importa: inventas un método de comparación con una magnitud conocida y listo, el resto es regla de tres.
Ya vieron que se puede. La gota de aceite permite que la densidad del papel se modifique de modo tal que la intensidad de luz, a ambos lados del papel, sea apreciable.

            Naturaleza del sol

            El sol es una esfera incandescente de gases. Ingentes cantidades de hidrógeno son quemados cada segundo en el núcleo solar.
Quemados” es una palabra muleto, en realidad no sucede más o menos lo siguiente:
En él -en el núcleo- la velocidad con que las partículas atómicas se mueven es enloquecida. La materia no es lo que usual se cree pues dichos átomos (de hidrógeno, en el caso de nuestro sol) pierden su estructura; los protones y neutrones danzan libres. En este frenesí las fuerzas de repulsión de las partículas de una misma polaridad son abolidas y los protones pueden llegar a unirse entre sí, a fusionarse**. Cuando los protones se unen la materia ha mutado, el hidrógeno se convierte en helio y como residuo o testimonio de semejante eclosión, rayos gamma son expulsados hacia el exterior del sol o estrella. Estos rayos interactúan con la materia que forma el núcleo y la zona radiativa, chocan con otras partículas durante centenares de miles de años, perdiendo energía, de modo tal que, cuando al fin salen del astro, lo hacen en forma de luz, es decir, con mucha menor energía. En este momento la estrella se ha encendido y podemos verla.
            Estructura solar.
            El sol puede dividirse en zonas principales: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera, corona.
            El sol posee el 99% de la materia del sistema solar. Esto es mucha, mucha materia. Mucho peso o gravedad. (Ojo, no es lo mismo).
            En el núcleo, por acción de las ingentes masas que buscan derrumbar la estrella sobre sí misma, se producen las reacciones termonucleares que generan una fuerza expansiva, capaz –en nuestro caso- de contrarrestar el peso o empuje gravitatorio del todo.
En este infierno atómico, causado por un colapso gravitatorio, se alcanza durante cierto lapso de tiempo un equilibrio relativo entre sendas fuerzas colosales (la fuerza gravitatoria, que quiere derrumbar el sol- la fuerza termonuclear, que intenta expandir, inflar el sol). Se le llama equilibrio hidrostático. Este rund durará una equis cantidad de años (depende de la masa que dio origen a la estrella en cuestión). Luego, como todo en el cosmos, la estrella evolucionará hacia uno de sus posibles finales (en nuestro caso, hacia una gigante roja, una nebulosa planetaria, una enana blanca).
La zona radiativa circunda al núcleo; aquí, la transmisión energética se da por radiación. La energía térmica puede trasladarse por conducción, radiación y convección. Si calientas agua en una olla, al tocar el acero de la olla adviertes calor por conducción, al acercar la mano a la olla adviertes el calor por radiación; al observar el agua hervir y en ella las burbujas de agua ascender y evaporar, eres testigo del fenómeno de convección. En la zona radiativa los rayos gamma emitidos en el núcleo, interactúan con los átomos circundantes y van cediendo energía: poco a poco disminuye su frecuencia. Cuando al fin alcancen una zona transparente, viajarán hasta nosotros transformados en luz visible.
Entre la zona radiativa y la convectiva se cree existe la Tacoclina, región donde tendría origen el campo magnético del sol. el campo magnético es preponderante en la corona, en las eyecciones de masa y en la formación y evolución de las manchas solares.

En la zona convectiva la densidad ha disminuido pero aún es un área opaca a la radiación. Esta ya no puede avanzar, es absorbida; por esto, los gases próximos a la zona radiativa se calientan, se dilatan y ascienden en burbujas hacia áreas de menor densidad (Lo mejor es hacer hervir agua y observar por uno mismo el modo en que las burbujas de agua caliente ascienden desde el fondo a la superficie. Es claro que, si hay agua que sube, hay agua fría que desciende, formando ciclos).

 
           
           La zona de convección nos deja en la atmósfera solar. La cual esta formada por la fotosfera (esfera de luz), la cromosfera (esfera de color), la zona de transición y la corona.

La fotosfera es la zona que emite la luz del sol. Allí se observan las manchas solares, las granulaciones y las faculae. En esta región es donde el gas pasa de ser opaco a adquirir transparencia. Las granulaciones son áreas calientes de gas que asciende, circundadas por caminos fríos, por donde los gases descienden. Las granulaciones existen, en forma individual, unos 15 minutos, luego son reemplazadas por otras. Las faculae son manchas pequeñas y muy brillantes, que incrementan la iluminancia del sol (así como un foco puntual de semáforo es menos brillante que otro construido por decenas de pequeños leds).

La fotosfera es visible ya que la corona es transparente. Más allá de la fotosfera el sol es visto por los ojos de la razón, o por instrumentos extremos (detectores de rayos x, rayos gamma).
Sobre la fotosfera se dan las manchas solares. Son regiones de menor temperatura donde los gases fríos se hunden siguiendo las líneas de campo magnético solar.
Las manchas solares son fácil de ver utilizando el método de proyección, dijimos. Tomar registro de las manchas, dibujándolas, es fabuloso. Una amiga, me contó lo siguiente: Si puedo dibujar algo, es que lo he entendido. Hermosa frase que puede ayudarnos en la vida.
La corona puede observarse durante los eclipses totales de sol. En ella, las eyecciones de plasma, pueden alcanzar los millones de grados kelvin, arrojando materia al infinito. He aquí el papel del campo magnético.
Esta área se encuentra a temperaturas próximas a los  5600º kelvin; son las responsables de que nuestra estrella se anuncie al mundo en un bonito color amarillo.
El plasma es el estado fundamental de la materia. El 99% de la materia cósmica es plasma, un estado distinto al que usual nos enseñan en la escuela. El plasma no es gas. El plasma está formado por átomos disueltos, protones y electrones libres de su lazo, moviéndose enloquecidos.
El plasma mantiene un estado eléctrico neutro puesto que el número de protones es similar al de electrones. El plasma está en equilibrio eléctrico y es altamente conductor y susceptible a los campos magnéticos. Cuando el sol eyecta materia lo hace en forma de plasma y este se mueve siguiendo las líneas de campo.

Espectro electromagnético.

Pon un Cd al sol o bajo una lámpara blanca encendida; muévelo: verás un arco iris, un curioso juego de colores que varía con el movimiento. Ese arco iris es el espectro visible de la luz y parte de la energía emitida por el astro o el filamento incandescente. Es energía radiante que se transmite por medio de ondas electromagnéticas.
Las ondas electromagnéticas se manifiestan mediante campos magnéticos y eléctricos a la vez. Estos campos son áreas de influencia sobre la materia, perpendiculares entre sí y a su vez perpendiculares a la dirección de propagación. La onda electromagnética es una fluctuación de campo en el tiempo y en el espacio. Un ejemplo falso sería observar la superficie quieta de un lago; sobre ella, una hoja flotando. Si golpeas la superficie del lago se producirán olas que se alejarán del origen en forma perpendicular a él, abarcando los 360º del plano superficie; es decir, perpendicular a la dirección del golpe sobre el agua. Cuando las olas alcancen a la hoja, esta fluctuará en el espacio (hacia arriba y abajo) y en el tiempo.
Las ondas portan o trasladan la energía emitida. A diversas magnitudes de radiación corresponden distintas regiones del espectro electromagnético (frecuencias). Sólo una pequeña franja (unas pocas frecuencias) es visible y conforma la luz blanca (los siete colores del arco iris).
El calor que puedes sentir al acercar la mano al pavimento o a una pared -una tarde soleada de verano- es un ejemplo de emisión energética en una región invisible del espectro (el infrarrojo).
La película radiográfica con la “sombra” de tus huesos impresos en ella, es otra muestra de las diversas formas que la energía electromagnética adopta al desplazarse por el cosmos (los rayos x).
Por medio de un televisor haz este experimento: enciéndelo; desconecta el cable de antena o señal. Verás la pantalla granulada. Parte de esa granulación está siendo causada por –es el registro de- lejanas ondas electromagnéticas originadas en el espacio, fuera de la tierra.


Si bien estas manifestaciones de la energía son invisibles, constatamos su existencia de modos indirectos. Las ondas infrarrojas fueron descubiertas con termómetros colocados en la oscuridad, próximos a la luz solar, y los rayos x gracias a antiguas películas fotográficas y a los experimentos de audaces científicos; las ondas de radio mediante osciloscopios, bien entrado el siglo XX.

Lo que diferencia a una región del espectro de otra –entonces- es la frecuencia o cantidad de energía que esa longitud de onda transmite. Las frecuencias más altas transportan más energía y por ello son peligrosas para la vida humana. Tomar sol durante las horas meridianas es una irresponsabilidad pues cuando el sol está en el cenit sus emisiones traspasan muy poca atmósfera antes de dar con tus células; los rayos ultravioleta alcanzan la superficie del planeta (de ordinario no) y dañan el ADN de tus células, es decir, la capacidad de duplicación que poseen (generando enfermedades con el tiempo).

La energía electromagnética es un fenómeno variable que corresponde a las fluctuaciones de la fuente emisora. Al analizar una determinada frecuencia obtenemos un mapeo o imagen de la fuente u objeto emisor. Así, el espectro de luz logrado de las lejanas estrellas es un dato idóneo para obtener información de ellas. Luminosidad, temperatura, composición química, tamaño, masa, distancia, otros parámetros pueden deducirse a través del análisis de sus espectros de luz, en complemento a otros datos conocidos o intuidos (que no hay nada nuevo bajo el sol).
 
Cuando analizamos la emisión de las estrellas se sigue el criterio de imaginar a ese emisor como un cuerpo negro absoluto. El cuerpo negro absoluto es aquél cuerpo capaz de radiar el total de la energía que reciba. Por supuesto, esto es una abstracción. Ninguna estrella alcanza esa cualidad. Pero dicho ejercicio facilita las cosas. Suena raro, pero un científico -muchas veces- salta sobre las lagunas de su conocimiento.

Las ondas electromagnéticas se trasladan por el espacio a la velocidad de la luz, los consabidos casi 300.000 km / por segundo. No lo hacen a una misma frecuencia. Es decir, la longitud de las ondas no es la misma para diversas regiones del espectro. Por el contrario, guarda una relación inversa con la frecuencia.  Así, el color rojo, tiene una baja frecuencia y una onda más larga que el amarillo –por ejemplo. El violeta es el color de mayor frecuencia y menor longitud de onda. Esta equiparación justifica que todas las regiones del espectro se desplacen a una misma velocidad y que a su vez puedan trasladar diversas cantidades de energía.

La energía transportada puede ser pensada como cuantos (Planck) o fotones (Einstein). El tio Max y el tio Albert, trabajaron sobre esto y por puro gusto adjunto una fórmula:
E= h. f
(Energía = constante de Plank x frecuencia).

Y Como
f = c /lambda
(Frecuencia=velocidad de la luz/longitud de onda).
La igualdad implica que a menor longitud de onda la energía transportada sea mayor.

El sonido puede trazar cierto paralelismo para explicar estos puntos. Se desplaza por el aire a unos mil y chirolas kilómetros por hora. Pero una composición musical incluye diversos tonos. Esos tonos llegan a nosotros a un mismo tiempo, mas su diferencia al oído radica en la cantidad de ondas por segundo mediante las que se desplaza:
Alta frecuencia= tonos agudos;
Baja frecuencia= tonos graves.

En los mapas del cielo, el sol siempre es amarillo…
Una estrella como el sol irradia –entonces- energía en todo el espectro electromagnético: rayos gamma, rayos x, ultravioleta, luz visible, infrarrojo, microondas, radio y -seguramente- neutrinos y otras partículas aún desconocidas (virtuales) como el gravitón.
Cuando analizamos estas emisiones podemos comprobar que las estrellas, según el estadio evolutivo en que se encuentren y de acuerdo a su masa y composición, emiten más energía en determinadas frecuencias por sobre el resto. Por ejemplo, nuestro sol posee la fotosfera y esta es opaca a las radiaciones más altas que proceden del núcleo; así, es especialmente luminoso en las frecuencias que se generan en ella (fotosfera) y que interpretamos como color amarillo. Otros astros -Beteljause, Antares, Arcturus- son naranjas o rojos; los hay por supuesto blancos –Sirio- o azules –Mimosa-. Estos colores -como vimos más arriba- responden a condiciones energéticas dispares. Las estrellas azules son las que más energía están irradiando al espacio, las que mayor temperatura tienen en superficie. Suelen ser súpermasivas y sus vidas son cortas. Para abrir el abanico de ejemplos, un pulsar emite energía en registro de radio, y el colapso de un agujero negro es detectable por la “emisión vecina” de rayos x.
Las estrellas rojas se hallan en un estado tardío, próximo a su final como tales. Su color rojizo se debe a que han agotado ya el Hidrógeno y están quemando Helio, creando Carbono. Estas estrellas se mantienen en un equilibrio muy débil, fluctúan, varían rápidamente. Se expanden y se contraen en espasmos y su tamaño es fenomenal. Así, una misma hoguera central debe calentar una superficie mayor. Es lógico entonces que esta temperatura sea menor en superficie.

Notas:
*Es muy probable que la inclinación del eje de giro terrestre sea el resultado de un choque entre la tierra y un planeta pretérito, hace unos 3.500 millones de años. Durante la colisión, parte de la masa de ese bólido asesino -bautizado Theia- se habría sumado a nuestro núcleo; el resto quedó ligado a nosotros por la gravedad: formó la Luna.
** Por supuesto, los horóscopos valían para los hijos de los señores y los reyes, quienes pagaban en oro un buen horóscopo. A nadie parece haberle importado jamás (salvo a contados hombres de la historia, que no eran astrólogos) cual podría ser el futuro del vulgo. Este era archisabido: esclavo; remendón; soldado raso; en fin, carne de cañón.
*** Hallado el meridiano, trazas una recta en el lugar de observación nocturna. A esa recta meridiana (que corre de Norte a Sur, en nuestro hemisferio) le trazas una perpendicular. Sobre la perpendicular apoyas 2 patas del trípode, la tercera, la polar, la ubicas sobre la recta meridiana apuntando al sur (en el hemisferio Sur). El telescopio queda así orientado correctamente hacia el polo sur. Solo resta colocar el eje de la montura en la inclinación adecuada (equivale a la latitud de tu ubicación. Para Casilda y zona: -33º).

El sol entrega su energía al espacio hace unos cinco mil millones de años, esta energía es irradiada a través del vacío en forma de ondas electromagnéticas. De ese modo es como llega a nosotros, como nos alumbra cada mañana, como nos broncea la piel, cada verano.
Emite, claro, rayos gamma, rayos x, ultravioleta, visible, radio, etc. ¿por qué razón no nos cocina el ADN, tanta energía, entonces?
                La principal defensa o escudo que la vida tiene sobre la tierra es su campo magnético. Ciertas emisiones de alta energía del viento solar, ciertas partículas cargadas que nos cocinarían en un segundo, son desviadas por nuestro campo magnético. Las partículas nos esquivan y solo unas pocas pueden entrar a la atmósfera, por los polos, chocando con la atmósfera y ocasionando las bellísimas auroras boreales. Los rayos x y el ultravioleta, en gran medida son filtrados por nuestra atmósfera. Aquí radica la importancia de cuidarla, de detener las emisiones de gases que destruyen la capa de ozono. Ella es quién mejor nos protege de los rayos ultravioleta. Si un día le extinguimos, en poco tiempo no habrá hombres mirando el cielo sobre la tierra. Te lo aseguro. Habrá otros seres, no nosotros.

Bibliografía:
1º Curso Internacional de Didáctica de la Astronomía para Nivel Secundario. Rosario. Argentina. 2010
El sol. Marta Rovira. EUDEBA.

Amigos, amigas, he leído estos libros. Ojala no me haya equivocado tanto al redactar la guía. Siempre espero sus sugerencias, críticas y correcciones. Gracias

Sergio Galarza
1º de mayo 2345 Casilda
03464 154 49 820

Óptica Elena
Buenos As 2154. Casilda.

1 comentario:

  1. Si me hubieran dado astronomía en el colegio en la forma que la comunicas vos, seguramente no sería tan GDE como me siento infinidades de veces.
    Felicitaciones por tu trabajo, entrega, dedicación y sobre todo, por tu gran pasión astronómica.

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