Significados astronómicos para nuestra medida cotidiana del tiempo.
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Contenido: ¿A qué hora es el eclipse?, Actividades durante el eclipse, ¿Cómo observar el Sol?
Este es un sito en construcción. Estaremos actualizando y enriqueciendo el contenido a medida que se acerque la fecha del eclipse. ¡No dejen de visitarnos!
Haga click en cualquier lugar en el mapa para conocer las condiciones del eclipse total de Sol en el sitio en cuestión.
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si pones "infinitos" (click aquí) los tiempos serán calculados asumiendo que la luz llegará instantaneamente (click aquí para valor real) | |
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Notas
(Ocultar/Mostrar)
Actividades durante el eclipse parcial
Si bien los eclipses totales de sol son considerados como los únicos que ofrecen oportunidades interesantes para la astrofotografía o los estudios científicos del sol y de la luna, también existen observaciones y actividades interesantes que pueden realizarse durante un eclipse parcial.
A continuación se describen algunas observaciones o medidas que muchos de nosotros podemos hacer con equipos modestos y con la ayuda de otros entusiastas y que nos permitiran obtener datos asombrosos sobre el Sol y la Luna:
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El tamaño del Sol. Los eclipses son las mejores oportunidades para comparar los tamaños del Sol y de la Luna. Pero no los tamaños en el cielo, que son casi idénticos, sino sus tamaños reales (medidos en km). Esta es la actividad más simple que se puede realizar en un eclipse parcial.
Para esta actividad nos basta tomar u obtener una imagen del Sol eclipsado parcialmente. También necesitamos conocer la distancia a la que ambos, el Sol y la Luna se encuentran en el momento del eclipse y para el sitio donde la imagen fue tomada. La distancia puede encontrarse arriba en la tabla de condiciones del eclipse.
Una vez tengas la imagen encuentra el centro y el radio tanto de la imagen del Sol como de la imagen de la Luna. Para ello puedes usar el procedimiento mostrado en la siguiente imagen.
Procedimiento para determinar el centro y el radio de la imagen de la luna y el sol en el eclipse parcial.El radio real del Sol R.Sol puede obtenerse a partir del radio real de la Luna (R.Luna 1737.1 km), combinando los radios medidos en la imagen, R.ima.Sol y R.ima.Luna, y sus distancias al observador, d.Sol y d.Luna, usando la siguiente operación aritmética:
R.Sol = R.Luna x (R.ima.Sol/R.ima.Luna) x (d.Sol/d.Luna) -
Magnitud del eclipse. Puedes hacer un segumiento del avance del fenómeno, midiendo, en cada momento, la "magnitud del eclipse". La magnitud se define como la fracción del diámetro solar que esta siendo ocultada por la Luna. Esta cantidad puede ser utilizada, como veremos más adelante, para medir la velocidad de la luz.
Para medir la magnitud del eclipse a partir de una imagen del eclipse parcial, debes usar el procedimiento descrito en la figura abajo. Con este procedimiento podrás encontrar la dirección de un "diámetro solar", es decir la línea que divide el disco solar en dos mitades iguales. Así mismo podrás medir el radio de la imagen del Sol.
Procedimiento para determinar el centro y el radio del Sol en la imagen del eclipse parcial y el tamaño del diámetro visible del Sol (no eclipsado).La magnitud del eclipse puede obtenerse a partir del tamaño del diámetro visible (D.vis.) y el radio de la imagen del Sol (R.ima.Sol) así:
Magnitud=1-D.vis/(2 R.ima.Sol) -
Paralaje lunar. La positbilidad de ver la luna durante el eclipse proyectada en un objeto muy lejano (el Sol), nos da una oportunidad única de medir, con medios muy sencillos, la distancia a nuestro satélite. Para ello nos valemos de una técnica popular en astronomía conocida como "paralaje".
Para medir el paralaje lunar es necesario tener dos fotografías del eclipse parcial tomadas en sitios muy distantes (cientos de kilómetros o más). Las fotos deben tomarse exactamente a la misma hora. Para ello es necesario verificar si en los sitios elegidos el eclipse parcial será visible en horas comunes.
Examinando el mapa de inicio y fin del eclipse provisto arriba, podemos verificar, por ejemplo, que en Medellín (Colombia) y en Santo Domingo (República Dominicana), el eclipse se desarrolla aproximadamente entre las 18:30:00 UTC y las 20:40:00 UTC para la primera ciudad y entre las 18:05:00 UTC y las 20:40:00 UTC para la segunda. Es decir en ambas ciudades el eclipse se verá aproximadamente en el mismo intervalo de tiempo. Dos observadores en estas ciudades podrían usar sus fotografías para medir el paralaje lunar.
Una vez tengamos las imágenes debemos usar los métodos en las actividades anteriores para determinar la posición del centro de la Luna y del Sol.
Un dato adicional nos hace falta: necesitamos conocer las orientaciones correctas de las imágenes en ambos lugares. Debido a que en las fotos tomadas en los dos sitios el Sol eclipsado está a distintas alturas sobre el horizonte, su orientación en las fotos puede ser muy diferente. Para conocer la orientación es necesario saber el valor del "ángulo de posición" (AP) de la Luna respecto al Sol. En el "archivo de datos" sobre el eclipse que encontrarán en la "tabla de condiciones del eclipse" puede encontrar el ángulo de posición para cada minuto del eclipse en la ubicación que desee. Una vez conocido el ángulo de posición debes alinear las imágenes como se describe en la figura abajo.
Procedimiento para determinar el paralaje de la Luna usando la foto del eclipse parcial en dos lugares lejanos.Es importante entender que el paralaje medido al superponer las dos imágenes debe convertirse a minutos de arco. Esto se hace comparando el paralaje medido sobre la imagen Par.med., con el radio de la imagen del Sol R.ima.Sol y el radio del Sol en minutos de arco Rad.sol obtenido de la tabla de condiciones iniciales:
Paralaje=Par.med. x (Rad.sol/R.ima.Sol)El último dato que necesitamos es la ditancia en línea recta entre los dos sitios de observación, Dist.Sitios. Use el mapa abajo para escoger los sitios y obtener la distancia en km medida en línea recta entre ellos:
Hora observación (UTC): Actualizar
Sitio 1
Lat.
Lon.
Sitio 2
Lat.
Lon.
Distancia entre sitios:kmÁngulo Luna:La distancia a la Luna calculada con este procedimiento será finalmente:
Dist.Luna = Dist.Sitios / sen(Paralaje)"sen" es la función trigonométrica seno. Al calcular el seno del paralaje debe tenerse en cuenta que hay que convertir su valor de arcmin a grados teniendo en cuenta que 1 arcmin = 1/60 grados.
En ciertas situaciones la fórmula anterior debe corregirse. Por ejemplo si la línea que une los sitios de observación esta en una dirección que apunta hacia la Luna (las observaciones se hacen a una altura muy bajita y los sitios se encuentran en dirección este oeste), el valor obtenido con la fórmula anterior será mas grande que el real. Si conocemos el ángulo que forma la dirección en la que se ve la Luna con respecto a la línea que une los dos sitios (Ang.Luna), ángulo que es provisto en el mapa anterior, la fórmula correcta será:
Dist.Luna = Dist.Sitios x sen (Ang.Luna) / sen(Paralaje)
La fórmula más sencilla para calcular la distancia a la Luna a partir del paralaje solo sirve cuando la Luna esta casi a 90 grados respecto a la línea que un los sitios de observación. En situaciones más generales (como las mostradas en la figura) es necesario tener en cuenta el ángulo entre la Luna y la línea que une los sitios. -
La velocidad de la luz. Cuando vemos a la Luna eclipsar el Sol, algo extraordinario esta ocurriendo. Por estar el Sol tan lejos, su luz llega mucho tiempo después de que nos ha llegado la luz de la Luna. Para ser exactos a la luz del Sol le toma en promedio 500 segundos llegar a la Tierra (8.31 minutos) mientras que a la luz de la Luna le toma poco más de 1 segundo. La Luna entonces, no eclipsa una imagen instantánea del Sol, sino su imagen pasada.
El tiempo de viaje de la luz desde el Sol crea una diferencia entre los tiempos en los que se produce el eclipse (tiempos de contacto) y aquellos en los que debería producirse realmente (asumiendo que la luz llegará instantáneamente a la Tierra). Si medimos la magnitud de la diferencia entre estos tiempos podríamos estimar la velocidad de la luz.
Ilustración del efecto que tiene la velocidad de la luz en los tiempos de contacto en el eclipse de Sol. Cuando observamos el primer contacto del eclipse, en realidad el Sol se encuentra en un lugar adelantado en su trayectoria sobre el cielo (panel central). Si pudieramos ver la imagen del Sol tal y como es (suponiendo que la luz viaja muy rápido), el eclipse ocurriría más tarde (panel derecho).Si llamamos t.luz al tiempo que le toma a la luz llegar desde el Sol, Vel.Sol y Vel.Luna, la velocidad de avance del Sol y la Luna respectivamente en el cielo y t.Adelanto al tiempo que se adelanta el eclipse, la relación existente entre estas cantidades es:
Vel.Luna x t.Adelanto = Vel.Sol x t.luz + Vel.Sol x t.AdelantoDespejando t.luz obtenemos:
t.luz = (Vel.Luna-Vel.Sol) x t.Adelanto / Vel.SolSi estimamos Vel.Luna, Vel.Sol y t.Adelanto, podemos obtener t.luz y de allí la velocidad de la luz (Vel.luz = Dist.Sol/t.luz).
Un valor aproximado de Vel.Sol se obtiene reconociendo que el Sol recorre 360 grados en 365.25 días. Es decir la velocidad del Sol es (360x3600 arcoseg)/(365.25x1440 min) = 2.46 arcoseg/min.
En el caso de la Luna ella recorre 360 grados en 27.321 días, es decir (360x3600)/(27.321x1440)=32.9 arcoseg/min. Con una sutil diferencia. La órbita de la Luna en el cielo esta inclinada incl. 5.14o con respecto al camino del Sol (eclíptica). Por lo tanto la velocidad de avance efectiva de la Luna es Vel.luna x cos(incl.)
La actividad consiste entonces en medir t.Adelanto, es decir la diferencia entre el tiempo en el que inicia o finaliza el eclipse (o la totalidad) y el tiempo en el que debería iniciar o finalizar. En la "tabla de condiciones del eclipse" se puede calcular los tiempos asumiendo que la velocidad de la luz es infinita. Estos son los tiempos con respecto a los cuáles podemos comparar nuestras observaciones.
Si se reúne en una sola fórmula el cálculo de la velocidad de la luz sería:
Vel.luz = (Dist.Sol/t.Adelanto) x Vel.Sol / [Vel.Luna x cos(incl)-Vel.Sol] -
El Sol es gaseoso. El Sol es un objeto gaseoso. La que vemos como la superficie del Sol no corresponde a un piso bien definido, como el que tienen los planetas. Pero ¿cómo lo sabemos?.
El brillo del disco solar no es el mismo en todas partes. El disco solar es más brillante en el centro que en la periferia. La razón: el Sol es gasesoso y no sólido.Una manera de reconocer la naturaleza gaseosa del Sol es notar como el brillo de nuestra estrella es mayor hacia la mitad del disco visible que hacia los bordes. A este fenómeno se lo denomina "oscurecimiento del limbo" solar. El oscurecimiento ocurre porque al mirar hacia el borde del Sol la luz llega de capas más superficiales y frías del Sol (menos brillantes). En su lugar cuando miramos hacia el centro, la luz llega de capas más profundas (aproximadamente 1,000 km debajo de la "atmósfera solar"), capas que son también más calientes y por lo tanto más brillantes. Si el Sol fuera sólido, no importa si miramos al borde o al centro, veríamos siempre la misma temperatura. El oscurecimiento del limbo es pues una prueba de que el Sol es una esfera de gas (plasma para ser exactos).
¿Cómo podemos notar el oscurecimiento del limbo solar durante un eclipse?. Cuando el Sol empieza a ser eclipsado por la Luna, su brillo, naturalmente, empieza a disminuir gradualmente. Si el Sol fuera un cuerpo sólido el brillo disminuiría rápido (curva blanca en la figura abajo). Pero si es un cuerpo gasesoso el brillo va disminuyendo más lentamente (curva azul).
Evolución del brillo relativo del Sol al comienzo del eclipse. Curva blanca asumiendo que el Sol es sólido y curva azul con un Sol gaseoso.La actividad consiste en medir el brillo del Sol a medida que transcurre el eclipse (especialmente al comienzo y cuando es posible, poco antes de la totalidad). El brillo debe medirse primero antes de que comience el eclipse, Brillo.antes. Durante el eclipse se registra el brillo del Sol en cada momento, Brillo.ahora y se cálcula el brillo relativo, Brillo.relat. así:
Brillo.relat. = Brillo.ahora / Brillo.antesEl brillo así obtenido puede compararse con el brillo calculado como si el Sol fuera sólido (ver "archivo con condiciones detalladas" al final de la "tabla con condiciones del eclipse").
Si se hace esa medida a lo largo de todo el eclipse podría obtenerse una bonita figura como la que se muestra abajo..
Evolución del brillo relativo del Sol entre el primer contacto y la totalidad. Al principio como la Luna eclipsa una parte poco brillante el brillo disminuye poco, más adelante cuando empieza a eclipsar la parte más brillante el brillo disminuye más rápido.
Cómo observar el Sol
Observar el Sol no es nada fácil. En realidad, sin los cuidados adecuados, puede llegar a ser incluso peligroso o dañino para nuestro cuerpo e instrumentos.
Observación por proyección
Los métodos más seguros para observar el Sol, son aquellos que usan la proyección de la imagen solar sin ningún tipo de dispositivo óptico (ver figura abajo). Un colador de pasta, una caja grande con un agujero pequeño en la parte de atrás, un tubo de papas fritas con un agujero de un lado y una ventana de observación del otro, etc.
Observación segura usando proyección simple.
En todos estos casos se aprovecha el principio de la cámara oscura: cuando se hace pasar la luz por un agujero muy pequeño, se forma una imagen del Sol. El grado de nitidez de la imagen dependerá del tamaño del agujero por el que se la haga pasar. El tamaño de la imagen depende de la distancia a la que se proyecte. Es obvio que con este método no podrá realizarse ninguna de las actividades propuestas aquí pero al menos podrá verse el sol eclipsado.
El segundo método de observación segura es la proyección del Sol pero usando un instrumento óptico (binoculares, catalejo, telescopio). Si bien este método es seguro con los ojos, puede no serlo para el instrumento. El objetivo (lente o espejo) de unos binoculares o un telescopio debe concentrar la luz en el ocular (lentes por donde uno mira) para poder formar una imagen. Lo hace de la misma manera que una "lupa" concentra la luz del Sol. De ese modo una gran cantidad de calor se acumular allí lo que puede producir desde el derretimiento de partes plásticas (muy comunes en instrumentos de bajo costo) o del pegante que une los lentes e incluso puede llegar a romper el cristal del que están hechos. Por esta razón este método debe usarse solo por tiempos cortos, dejando que el ocular se enfríe.
Observación segura usando proyección con instrumento (ilustración adaptada de timeanddate.com).
Una de las cosas más incómodas de proyectar el Sol usando un telescopio es que en el lugar donde debería verse la imagen proyectada, puede llegar también mucha luz directa del Sol. Para evitar eso se usa la pantalla de cartón sobre el instrumento que se muestra en la figura arriba. Una manera de mejorar esto es construyendo un curioso dispositivo cuyas componentes se muestran en la figura abajo.
Sistema de proyección con embudo. El diseño presentado aquí fue realizado por la Sociedad Dominicana de Astronomía (Astrodom).
Usando este instrumento podrás siempre ver la imagen del Sol proyectada de forma segura sobre una superficie plana y en la sombra y lo mejor podrás mostrarla a todos, sin mayores inconvenientes. Los mismos cuidados que mencionamos arriba para la observación del Sol con proyección usando binoculares, aplican para este método de proyección aquí.
Observación directa
Los humanos somos curiosos por naturaleza. Queremos poner los ojos donde haya algo interesante para ver. El Sol debería ser el último lugar para hacerlo. El brillo de la luz solar es tan intenso que la observación sostenida por un par de segundos puede producir alteraciones temporales pero muy incómodos de la visión. Si se observa por más de un minuto los daños pueden ser permanentes en la retina (para saber más se recomienda este artículo). Como la luz del Sol disminuye durante un eclipse tendemos a observar sin tanta dificultad. No nos damos sin embargo cuenta que formas de luz invisibles hacen más daño aunque no sean tan intensas.
Se han ideado 3 métodos comunes para observar el Sol directamente. Los 3 requieren implementos especiales que no se consiguen en una casa común:
- Vidrio de
soldadura. Estos vidrios atenúan todas las formas de
luz que llegan del Sol (visible, ultravioleta e infrarrojo).
Los vidrios vienen en una escala de "oscurecimiento" (shade).
La escala va de 1 (claro) a 14 (muy oscuro). El porcentaje de
luz transmitida por estos filtros se presenta en la tabla
abajo:
Nivel de atenuación de los vidrios de soldadura. Fuente.Oscurecimiento Transmitancia visible Transmitancia UV Transmitancia IR Uso para el Sol 11 0.0085% 0.0007% 0.5% NO 12 0.0032% 0.0004% 0.5% NO 13 0.0012% 0.0002% 0.4% Posible 14 0.00044% 0.0001% 0.3% Posible Cualquier medio de atenuación debe satisfacer los estándares de seguridad contemplados en la norma ISO 12312-2:2015 (protección facial y de los ojos). Según esta norma la máxima transmitancia visible y UV admisible es 0.0032% y en infrarrojo máximo 3% (según esta fuente). De acuerdo con esto para observar el Sol deben usarse vidrios de soldadura número 13 o 14 y nunca vidrios con número (oscurecimiento) inferior o igual a 12.
- Visores de Sol. Mal
llamadas "gafas solares" (porque pueden confundirse con las
que usamos en la playa). Los visores de sol usan, en lugar de
vidrios polarizados (como las gafas de Sol), trozos de
plástico o vidrios cubiertos de un metal que atenúa
prácticamente toda la luz visible que llega a ellos.
Visores de Sol en acción.Se recomienda en caso de usar visores solares, conseguirlos con un proveedor de confianza (en internet) o de instituciones confiables.
- Filtros solares para
telescopio. El tercer método es el más delicado porque
puede dar la falsa idea de que es seguro mirar al Sol a través
de un telescopio. Es importante entonces
recordar: ES EXTREMADAMENTE PELIGROSO
MIRAR AL SOL POR UN TELESCOPIO SIN EL USO DE UN FILTRO
SOLAR.
Los filtros solares para telescopio se colocan SIEMPRE en la "boca" del telescopio y están hechos de vidrio o de plástico cubiertos de un metal reflectivo. Los filtros deben adquirirse con un proveedor de confianza.
Telescopio con filtro solar.
Lo que no debe hacerse
En la figura abajo se muestra, en resumen las maneras correctas e incorrectas de observar al Sol directamente.
Recomendaciones para observar al Sol de forma directa. SI: con un filtro de soldadura número 13 o 14, con un visor solar adquirido con un proveedor reconocido. NO: con unas gafas de sol convencionales, con una radiografía.
Saber más
- Historias del calendario, Norbert Treitz, Investigación y Ciencia, Octubre de 2013.
- El futuro del tiempo, Finkleman, David Allen, Steve Seago, John H., Investigación y Ciencia, Diciembre de 2011.
- New year's day, Artículo de Wikipedia en Inglés.
- ¿Año Nuevo?, Jorge I. Zuluaga, SciLogs de Investigación y Ciencia, Diciembre 29 de 2016.
- ¿Qué hora es?, Jorge I. Zuluaga, SciLogs de Investigación y Ciencia, Enero 5 de 2017.
- NASA Scientific Visualization Studio, NASA.
- Solar eclipses: magnitude and obscuration, Adrian Janetta, Agosto de 2013.
- Solar Eclipse Map and Conditions, Xavier M. Jubier, Última visita: Junio 29 de 2017.
- Retinopatía por eclipse. A propósito de tres casos, Drake-Casanova et al. Archivos de la Sociedad Española de Oftamología (2007).
- The New ISO Standard for solar filters, B. Ralph Chou. University of Waterloo (2014).