Documento de Referencia

ACTIVIDAD EDUCATIVA - Documento de Referencia.
Medición de los cambios atmosféricos locales
durante el eclipse solar (Eclipse Total de Sol 2012)
Autores:
○ Sr. Miguel Ángel Pío Jiménez. Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias.
○ Dr. Miquel Serra-Ricart. Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias.
○ Sr. Juan Carlos Casado. Astrofotógrafo tierrayestrellas.com, Barcelona.
○ Dr. Lorraine Hanlon. Astronomer University College Dublin, Irland.
○ Dr. Luciano Nicastro. Astronomer Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna.
○ Dr. Davide Ricci. Astrónoma del Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna.
Colaboradores:
○ Dr. Eliana Palazzi. Astrónoma del Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna.
○ Sra. Emer O Boyle. University College Dublin, Irland.
1. Objetivos de la Actividad
Mediante esta actividad aprenderemos a encontrar cambios atmosféricos, sobre todo
cambios en la temperatura, debidos a la disminución de la radiación solar producida por la ocultación
de la fotosfera del Sol por La Luna. Para ello, se utilizarán una estación meteorológica situada en
lugar fijo en Australia.
Los objetivos que se pretenden alcanzar son los siguientes:
○ Aplicar una metodología para el cálculo de un parámetro físico (Temperatura
ambiental, y Radiación) a partir de una estación meteorológica, como técnica de
aplicaciones pedagógicas, documentales e investigadoras. Aplicar conocimientos de
Matemáticas (Álgebra) y Física (Termodinámica) básicas.
○ Conocer y aplicar técnicas de análisis estadístico básico (cálculod de errores).
○ Trabajar cooperativamente en equipo, valorando las aportaciones individuales y
manifestando actitudes democráticas.
2. Instrumentación
Para ésta actividad se utilizará una estación meteorológica que tiene sensores de
temperatura y de la intensidad de la radiación solar. Los estudiantes tendrán acceso a los datos en
tiempo real o desde una base de datos donde se guardarán los valores de ésta estación, accesibles
en un momento posterior. Una herramienta web estará disponible para permitir a los estudiantes
realizar la actividad.
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3. Fenómeno
3.1 ¿Qué es un eclipse?
Un eclipse es el oscurecimiento temporal de un cuerpo celeste causado por la interposición
de otro cuerpo entre el primero y la fuente de luz. De aquí en adelante consideraremos los eclipses
que ocurren en el sistema Sol-Tierra-Luna, donde el término eclipse se aplica a dos fenómenos muy
diferentes.
1. Un eclipse solar ocurre cuando la Luna pasa frente al Sol y la Tierra y, total o
parcialmente, bloquea la luz del sol. Esto sólo puede ocurrir en Luna Nueva (con la Luna entre el
Sol y la Tierra) y si el Sol y la Luna están perfectamente alineados según la línea de visión desde
la Tierra. En un eclipse total, el disco del Sol está completamente oculto por la Luna. En eclipses
parciales y anulares sólo una parte del Sol se oscurece.
2. Un eclipse lunar ocurre cuando la Luna pasa directamente por la sombra de la Tierra.
Esto sólo puede ocurrir cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean exactamente, o muy cerca, con
la Tierra en el centro de los tres. Por lo tanto, un eclipse lunar sólo puede ocurrir una noche de luna
llena.
3.2 Importancia histórica de los eclipses
Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas
y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a. C. en China o en el 332 a.C. en
Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre
del año 2137 a. C., y al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hsi y Ho, los cuales no
supieron predecirlo a tiempo.
La era moderna de observación de los eclipses, se puede decir que comenzó en 1715, con
el primer método de predicción en forma de un mapa terrestre donde se dibujó un camino donde
se vería el eclipse total, realizado por Edmond Halley. El trayecto de observación abarcaba unas
decenas de kilómetros desde las predicciones, y en la revisión se dibujó el paso actual con las
predicciones para el eclipse en Europa de 1724.
Fue muy importante para la historia el estudio de los eclipses solares, sobre todo porque era
un momento genial para estudiar las capas más altas de la atmósfera solar, sobre todo la llamada
cromosfera, la cual era perfectamente visible durante los eclipses y no lo era tanto fuera de ellos.
Pero fue sobre todo a partir de mediados del siglo diecinueve, con el desarrollo de los
espectrógrafos, cuando la observación del Sol y claro está de fenómenos como los eclipses, pasó
a tener una relevancia considerable. Aunque también hubo otro invento, hoy en día muy común y
reconocible, que vio sus primeras luces a principios del siglo diecinueve y cuyo perfeccionamiento se
llevó a cabo fundamentalmente a mediados de ese siglo, y fue el de la fotografía. Así, la posibilidad
de realizar fotografías y de tomar espectros en expediciones, propició la realización de éstas para
la observación, fundamentalmente de los eclipses solares pues, en esas épocas no existía aún
ninguna teoría sobre el Sol ni su composición ni física, y la Astrofísica de la época se centraba
fundamentalmente en la Astrometría. Aún así, durante el eclipse total que se produjo en 1868 y que
fue observable desde la India, P. J. C. Janssen observó el espectro de la cromosfera solar, y se
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percató de una línea de emisión muy brillante muy cercana en longitud de onda al conocido doblete
D del sódio. Como la línea era muy brillante, el profetizó que esa línea debería verse incluso aunque
no fuera un eclipse, y fue N. Lockyer (fundador de la famosa revista Nature) en Inglaterra, quien
midió en detalle la posición de dicha línea y se observó que no tenía nada que ver con las líneas D
del sódio y que sólo era observable en el espectro del Sol, así que dijo que provenía del “helium” (del
nombre del rey Sol en griego, Helios). No fue hasta 1895 que el helio pudo aislarse en la Tierra.
Y después del Helio también hubieron otros descubrimientos, por ejemplo, unas líneas
también muy brillantes que al principio llamaron “coronium” por provenir de la corona, pero que
no tenían, al igual que el helio en su momento, ninguna explicación factible y que sólo pudieron
descifrarse mucho más adelante, en 1939 y en adelante, que indicaba que eran líneas debidas a
transiciones energéticas entre diferentes niveles del hierro o del nikel, transiciones que necesitaban
una gran cantidad de energía para poderse llevar a cabo, lo que nos venía a decir uno de los
grandes enigmas del Sol que aún hoy sigue sin resolverse, y era que las capas más altas del Sol se
encuentran a temperaturas muy por encima (de orden de millones de grados) de la temperatura a
la que se encuentra la capa visible a simple vista, llamada fotosfera y que está a unos 5800 grados
kelvin.
3.3 Condiciones para que se produzcan eclipses
Sabemos que las órbitas de la Tierra y la Luna no son coplanares, así que la mayoría de
las veces la Luna se encuentra por encima o por debajo del plano de la eclíptica (es decir, el plano
definido por la órbita de la Tierra alrededor del Sol). Para que se produzca un eclipse, la Luna tiene
que estar en el plano de la eclíptica, o muy cerca de él, y la Luna en fase de Nueva (eclipse solar) o
Luna Llena (eclipse lunar).
Figura 1: El plano de la eclíptica y la órbita de la Luna. La "zona crítica" indica una franja en la que un
eclipse puede ocurrir. (Diagrama de Starryearth.com). La "línea del nodo lunar" se refiere a la línea que
une el centro de la Tierra hasta el punto de la órbita de la Luna que cruza el plano de la eclíptica.
Las condiciones en que los eclipses solares pueden ocurrir, pasan dos o tres veces al año cada 173,31 días - en las denominadas estaciones de eclipses. El año eclipse es el tiempo entre
dos alineaciones del Sol, la Luna y la Tierra y es de 346,62 días. Durante este tiempo, ocurren dos
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estaciones de eclipses.
Las líneas orbitales nodales de la Luna no tiene una orientación fija, pero giran en alrededor de 20°
por año, dando una vuelta completa en 18,6 años. Esto significa que las fechas en que se producen
los eclipses cambian cada año. Por ejemplo, los eclipses de 2001 fueron en los meses de enero y
febrero, junio y julio, y en diciembre, los eclipses de 2003 se produjeron en mayo y noviembre y los
de 2006, en marzo y septiembre. El movimiento de los nodos orbitales significa que los eclipses se
producen a lo largo de la eclíptica.
Figura 2: Diagrama de las zonas de umbra y penumbra en un eclipse.
3.4 Cantidad de eclipses al año
La cantidad mínima es cuatro (incluidos los eclipses de Luna por la penumbra), dos eclipses
de Sol y dos eclipses de Luna. Por ejemplo en 1999, 2003, 2005, etc. (Figura 3).
Esta cantidad puede bajar a dos en los calendarios corrientes, que no suelen indicar los
eclipses lunares penumbrales. En este caso, los dos eclipses serían importantes eclipses de Sol,
totales o anulares, uno en cada estación de eclipses.
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Figura 3: Eclipses de Sol y de Luna entre 1990 y 2012. (Gráfico I.M.C.C.E).
A menudo sucede que, cuando en una misma estación de eclipses, se comienza por un
importante eclipse solar, va seguido por un eclipse lunar débil.
La cantidad máxima de eclipses en un año civil puede alcanzar a siete. Puede ocurrir que
ambas estaciones de eclipses contengan cada una tres eclipses. Pero también, al ser más corto el
año de eclipses que el año civil, puede tener lugar una tercera estación de eclipses, como ocurrió en
2000 y 2001, y sucedió también en 2009, 2010 y 2011, aunque las estaciones de eclipses no fueron
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completas y como máximo se vieron seis eclipses.
El máximo número de eclipses posibles al año, siete, ya es una circunstancia que ocurre
muy raramente. Esto solo puede ocurrir en estas combinaciones:
●
●
●
●
5 eclipses de Sol y 2 eclipses de Luna
5 eclipses de Luna y 2 eclipses de Sol
4 eclipse de Sol y 3 eclipses de Luna
4 eclipses de Luna y 3 eclipses de Sol
En cualquier caso los eclipses solares serán parciales, poco importantes. El año más
próximo con 7 eclipses fue 1982, aún más remarcable por el hecho de que los tres eclipses lunares
fueron totales. Esta situación no volverá repetirse hasta el año 2485.
3.5 Ciclos de eclipses
Las estaciones de eclipses se repiten año tras año, pero la época de cada eclipse en
sucesivas estaciones no sigue una pauta regular. El mes lunar, desde Luna Nueva a Luna Nueva
(29,53 días) se denomina sinódico. Un año de eclipses (346,62 días) no contiene un número
entero de meses sinódicos (entre once y doce). Si se busca un periodo más largo, que sea
aproximadamente múltiplo exacto de ambos ciclos, es decir, lo que en matemáticas se conoce por
mínimo común múltiplo, dispondremos de un nuevo ciclo capaz de proporcionarnos predicciones de
eclipses.
Este es el llamado ciclo de Saros, al parecer conocido por los astrónomos caldeos en la
antigüedad. El Saros comprende exactamente 223 meses sinódicos. Este periodo es de 18 años y 11
días (18 años y 10 días si se incluye el 29 de Febrero). El Saros prácticamente coincide con 19 años
de eclipses. Es decir, que :
223 meses sinódicos (29,5306 días c/u) = 6.585,32 días
19 años de eclipses (346,6200 días c/u) = 6.585,78 días
Esta resonancia entre ambos ciclos produce una repetición de eclipses en poco tiempo,
hablando en términos astronómicos.
El Saros presenta una fracción de día incluida en su periodo (6.585,32 días). Cuando el
ciclo se repite, la Tierra ha rotado hasta una posición correspondiente a esta porción del día. El
eclipse se verá en una zona de la Tierra al oeste del precedente, distante un tercio del perímetro
del globo terrestre. Después de tres ciclos Saros, un eclipse solar acontece en una zona próxima en
longitud terrestre a la que tuvo lugar 54 años antes. Sin embargo, el eclipse habrá experimentado
una ligera deriva en latitud hacia uno de los polos.
Cada eclipse de una misma “familia” o serie de Saros sigue el mismo sentido de deriva
hacia el polo en cuestión (norte o sur). Para ilustrarlo, podemos ver la figura 9, donde se muestran
los eclipses totales de Sol de 1925, 1943, 1961,1997, 2015 y 2033, todos miembros de la misma
serie de Saros 120. La serie comenzó con un eclipse parcial en el polo sur en el año 915 de nuestra
era, para ir trasladándose gradualmente en cada evento hacia al norte, como se puede ver en la
misma figura, ocupando los más antiguos latitudes menores. Este desplazamiento en latitud ocurre
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porque la Luna Nueva en cada Saros sucesivo se mueve un poco respecto del nodo. El medio día
de diferencia entre 19 años de eclipses y el Saros (6.585,78 − 6.585,32 = 0,46 días) ocasiona este
cambio. En el ejemplo de la Figura 4, la serie de Saros finalizará con un eclipse parcial en el polo
norte en el año 2195.
Figura 4: Bandas de totalidad de eclipses de Sol de la misma serie de Saros 120.
(F. Espenak, NASA RP 1178, adaptado por J.C. Casado)
El ciclo de Saros opera análogamente para los eclipses lunares. En cada eclipse lunar la
posición de nuestro satélite se desplaza con respecto al anterior hacia el norte o el sur en relación al
centro de la sombra terrestre.
Una serie de Saros se desarrolla durante más de 1.200 años, produciendo unos 80 eclipses
de Sol y otros tanto de Luna de todos los tipos.
En el interior de un Saros se pueden observar series cortas de eclipses de Sol y de Luna.
Comprenden ocho o nueve eclipses consecutivos, repartidos en ocho estaciones de eclipses. El tipo
de estos eclipses aumenta en importancia hasta el cuarto o quinto de la serie, para luego disminuir.
Asimismo se puede constatar series largas de eclipses estudiando, no la evolución de
los eclipses en un mismo Saros, sino la evolución de eclipses homólogos de uno a otro Saros,
es decir, los que tienen lugar en una misma lunación (numerada de 1 a n en Saros sucesivos). Se
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observa que en un periodo de 72 Saros (alrededor de 1.300 años), un eclipse de Sol evoluciona de
la manera siguiente: una docena de eclipses parciales de importancia creciente, después 48 eclipses
totales o anulares, seguidos de 12 eclipses parciales de importancia decreciente.
La numeración de las series largas o series de Saros, fue establecida por el astrónomo
holandés G. Van den Bergh en 1955 a partir de 8.000 eclipses del canon de Oppolzer.
La Figura 3, ya mencionada anteriormente, representa eclipses durante 23 años, de 1990 a
2012. Se puede observar, por ejemplo, un Saros que va desde Junio de 1993 a Junio de 2011. Este
Saros contiene 81 eclipses, 40 de Sol y 41 de Luna. De los 40 eclipses de Sol, 15 son parciales y 25
centrales (12 anulares, 12 totales y uno mixto).
Esta figura muestra numerosas propiedades vistas sobre los eclipses:
●
Las estaciones de eclipses (correlación entre eclipses y pasos por los nodos)
● El hecho de que haya al menos un eclipse de Luna y un eclipse de Sol en cada
estación de eclipses.
● Las series cortas de eclipses de Luna y de Sol (en rojo para la Luna, y en azul para
Sol).
● El número mínimo de eclipse al año.
● Cuando hay tres eclipses, el eclipse central es máximo (muy importante) y los
eclipses del extremo son débiles.
● Los cuatro eclipse del año 2011 son homólogos de los eclipses de 1993 y los cuatro
eclipses de 2012 son homólogos de los de 1994.
3.6 Canon de eclipses
Las listas de eclipses de Luna y de Sol se publican en obras llamadas canon de eclipses.
El más conocido es el de Theodor Ritter von Oppolzer. Su primera edición, el “Canon
der Finsternisse” (“Canon de eclipses”, en alemán) fue publicado en 1887 en el volumen 52 de
las Memorias de Matemáticas y Ciencias Naturales de la Academia Imperial de Viena. Esta obra
monumental, corregida, fue reeditada por la editorial americana Dover, aunque actualmente
está totalmente agotada. En el canon se encuentran 8.000 eclipses de Sol entre −1207 y 2161
y 5.200 eclipses de Luna entre −1206 y 2132. El canon contiene las cantidades geométricas y
trigonométricas necesarias, los denominados elementos del eclipse, para calcular todas las
circunstancias de cada eclipse en cada lugar de la Tierra. Además también figuran mapas de
eclipses solares (Figura 5). Este canon, sin embargo, no contempla los eclipses penumbrales de
Luna –poco importantes- y adolece de ciertos errores en eclipses de la antigüedad, debido a que en
la época en que fue redactado no era bien conocida la dinámica del sistema Tierra-Luna.
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Figura 5: Un mapa del Canon de Oppolzer, que muestra la línea central de los eclipses
solares entre el 19 de Mayo de 1985 y el 7 de Febrero del 2008. Los eclipses totales
aparecen como líneas continuas y los anulares, como líneas de trazos. Nótese que
algunas líneas de centralidad pueden mostrar discrepancias con mapas modernos.
Esto es debido a que el trazado de dichas líneas se realizó calculando solo tres
puntos que se unieron con un arco circular. Para un cálculo exacto el propio Oppolzer
recomendó utilizar tablas numéricas del Canon.
Más recientemente Jean Meeus y Hermann Mucke (1979 y 1983, Astronomisches Büro,
Viena), han publicado un canon de eclipses de Sol utilizando ordenadores, que contiene todos los
eclipses entre −2003 y +2526 y otro canon de eclipses lunares entre –2002 y +2526.
Los últimos cánones aparecidos se deben al astrofísico de la NASA Fred Espenak, y tratan
todos los eclipses solares y lunares desde el año 1901 al 2100, concediendo especial relevancia,
con mapas y datos detallados, a los eclipses comprendidos entre 1986 y 2035. Estos cánones están
disponibles en su sitio web (véase bibliografía e información), así como varios catálogos de eclipses,
destacando los de eclipses solares de –1999 a +4000 y de eclipses lunares de –1999 a +3000.
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3.7 Tipos de Eclipse
1) Parciales: En este tipo de eclipse la umbra no llega a tocar ningún lugar de la superficie
terrestre. Estos eclipses se producen siempre en altas latitudes (norte o sur) y corresponden a los
primeros o últimos eventos de un ciclo de Saros (Figura 6).
Figura 6: Esquema de un eclipse parcial de Sol.
2) No centrales: La umbra alcanza la Tierra, dando lugar a un eclipse solar que puede ser como veremos- anular, total o mixto, pero el eje del cono umbral no toca la Tierra, perdiéndose en
el espacio. Este tipo de eclipses afecta siempre a regiones polares. Obviamente un eclipse parcial
es, asimismo, no central, pero la expresión se reserva para los eclipses totales y anulares.
3) Centrales: El eje del cono de umbra lunar intersecciona con la Tierra. En ocasiones
excepcionales puede ocurrir que el eclipse sea central, pero que no tenga límite norte o sur, debido a
proyectarse la umbra sobre zonas polares, junto al limbo terrestre.
Las condiciones de los eclipses centrales se complican por el hecho de que la eclíptica,
como hemos visto, es una elipse. Como resultado, el diámetro aparente solar varía desde 31’ 28”
en el afelio a 32’ 32” en el perihelio. Este variación del 3% es inobservable a simple vista, pero tiene
consecuencias para los eclipses. Más influyente aún es el hecho de que la órbita lunar en torno a
la Tierra también sea elíptica. La variación del apogeo al perigeo alcanza el 12 %, causando una
oscilación en el diámetro lunar aparente desde 29’ 24” a 33’ 32”. Como se desprende de estas
consideraciones, las alteraciones en los diámetros aparentes del Sol y la Luna son los causantes del
tipo de los eclipses centrales: anulares, totales o mixtos.
Cuando la Luna se halla en el apogeo y la Tierra está en el perihelio, la umbra se queda a
39.400 km del centro de la Tierra. En este caso, el diámetro aparente lunar es un 10 % ó 3’ menor
que el solar . Por el contrario, si la Luna se sitúa en el perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra se
extiende 23.500 km más allá del geocentro, excediendo el diámetro aparente lunar en un 7 % ó 2’ al
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del Sol. Estas distancias representan los límites extremos de ambas situaciones (Figura 7).
Figura 7: Posiciones extremas de la umbra lunar en relación a la Tierra.
En el primer caso que acabamos de ver anteriormente, la prolongación de la umbra genera
una umbra negativa o anti-umbra (Figura 8). Desde ella, la imagen de nuestro satélite aparece
menor que la del Sol, mostrándose silueteada sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse anular- toma el nombre del anillo de luz solar que rodea a la Luna en la fase central del fenómeno.
Figura 8: Esquema de un eclipse central anular (gráfico basado en el libro “Eclipse”, de B. Brewer).
Cuando la situación es inversa a la expuesta anteriormente, es decir, la Luna está en el
perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra, originando un eclipse total de
Sol. Los conos de sombra proyectados por la Luna (umbra y penumbra) producen, a causa de los
movimientos de traslación lunar y la rotación de nuestra planeta, un barrido sobre la superficie de la
Tierra, que determina las regiones desde las que se verá el fenómeno (Figura 9). Si nos ceñimos a
la umbra, se producirá un largo y estrecho pasillo denominado banda de totalidad, desde el cual
el fenómeno se contemplará como total. La longitud típica de esta senda de oscuridad es de unos
14.000 km., con una anchura máxima de 273 km, lo que representa menos del 0.5% de la superficie
terrestre. Al igual que en los eclipses anulares, a ambos lados de la trayectoria de totalidad, se
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encuentra una amplia extensión penumbral, de miles de kilómetros de amplitud, desde la que se
percibe el evento como parcial, más leve cuanto más alejado se encuentre el observador de la senda
umbral.
Figura 9: Esquema de un eclipse central total de Sol.
Un tercer tipo de eclipse central puede darse al producirse en un mismo fenómeno una
transición entre el anular y total. Este eclipse se denomina mixto, híbrido, o anular-total. Tiene
lugar cuando la punta de la umbra coincide con algún lugar de la Tierra. En este caso, debido a la
curvatura del globo terrestre, la umbra alcanza parte de la superficie de nuestro planeta y, en otro
intervalo de su trayectoria, la umbra “cae corta”, originándose una anti-umbra y su consecuente
eclipse anular. La banda de anularidad-totalidad usualmente (aunque no siempre) comienza y
termina como eclipse anular, cambiando a total en el trayecto central del recorrido. Estos eclipses
constituyen tan sólo el 4 % de los solares.
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Figura 10: Diagrama de los tipos de Eclipses en función de la posición de la luna con respecto a la Tierra.
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en, o próxima, a uno de sus
nodos, y tener el mismo tamaño celeste que el Sol.
Cada año suceden sin falta dos eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien
pueden suceder cuatro e incluso cinco eclipses. Suceden cinco eclipses solares en un año cuando el
primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá
lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y
el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días
que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada
200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior
(Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la
órbita lunar.
3.8 Cómo se ven
Eclipse parcial: En todo eclipse parcial su desarrollo presenta dos contactos (Figura 11).
El primer contacto es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, que marca el inicio del
fenómeno. Tras el avance paulatino de la Luna, se llega al medio o máximo del evento, momento en
el que se cubre una mayor fracción del disco solar, alcanzándose la mayor magnitud. La magnitud
de un eclipse es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna. Se trata de un valor que
representa la proporción ambos diámetros, por lo que no debe confundirse con el oscurecimiento,
que mide la superficie solar tapada por la Luna (Figura 12). La magnitud puede expresarse tanto en
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porcentaje como en fracción decimal (60 % ó 0,60). A partir de este momento, la Luna comienza a
retirarse hasta llegar al último contacto y fin del eclipse (Figura 13).
Figura 11: Fases de un eclipse parcial de Sol (o de un eclipse total o anular visto como parcial).
MUY IMPORTANTE: En un eclipse parcial el Sol sigue muy brillante, por lo que es necesario
el uso de medios adecuados para su observación segura, que serán los mismos que los de una
observación solar habitual.
Figura 12: Magnitud y oscurecimiento de un eclipse solar. La magnitud expresa fracción del diámetro
ocultado en tanto que el grado de oscuridad u oscurecimiento representa el área eclipsada.
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Eclipse anular: Aún cuando la magnitud de este eclipse es alta y perfectamente perceptible
un decrecimiento de la iluminación ambiental, la luz residual del disco solar es suficiente para seguir
impidiendo la visión de la corona solar, y hacer necesario TODOS LOS MEDIOS DE OBSERVACIÓN
SEGUROS COMO SI TRATARA DE UN ECLIPSE PARCIAL.
Figura 13: Secuencia del eclipse total de Sol del 1 de Agosto de 2008 sobre el mar Ob en
Novosibirsk, Rusia. (Foto J.C. Casado / starryearth.com).
Un observador situado en la zona de anularidad experimenta cuatro contactos o instantes
de tangencia entre los discos solar y lunar. El evento tendrá una primera parte o fase en la que
se producirá en primer término, el primer contacto, o instante en que se “tocan” por primera
vez ambos discos. Poco a poco, en un proceso que dura aproximadamente una hora y media, el
disco solar se va ocultando hasta producirse el segundo contacto, cuando el disco lunar “entra”
completamente en la superficie solar. Entonces se inicia la fase central o de anularidad, culminando
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con el medio del fenómeno. Esta fase, como máximo, puede alcanzar unos 12 minutos y medio de
duración. Transcurrida ésta, los eventos suceden de forma análoga, pero en orden invertido a la
fase precedente (fase siguiente), con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto
o finalización del eclipse (Figura 14). Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la
penumbra, ve el fenómeno como parcial.
Figura 14: Fases de un eclipse anular.
Eclipse total: De manera análoga a los eclipses anulares, los totales constan de cuatro
contactos. El primer contacto y la fase precedente son parecidos al de un eclipse anular. Pero antes
de llegar al segundo contacto, la iluminación ambiental comienza a precipitarse espectacularmente.
Los parámetros atmosféricos, tales como la temperatura o la humedad relativa se ven alterados (tal
como se constata, por ejemplo, en estudios llevados a cabo por Marcos Peñaloza, Universidad de
Essex y el Dr. Edward Hanna, Instituto de Estudios Marinos de Plymouth).
Figura 15: Anillo de diamantes en el eclipse total
de Sol del 29 de marzo de 2006, fotografiado en
las cercanías de Al Jaghbub en el desierto de Libia.
(Foto J.C. Casado / starryearth.com).
Figura 16: Composición de imágenes que muestra
los contactos 2º y 3º (perlas de Baily), protuberancias
y corona interna en eclipse solar del 22 de julio de
2009 en las cercanías de la ciudad de Chongqing,
China. (Foto J.C. Casado / starryearth.com).
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Si el observador se encuentra situado en un lugar elevado, con una buena visibilidad del paisaje
lejano, puede divisar perfectamente a la propia umbra lunar aproximándose por el horizonte oeste
a velocidad supersónica. En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamantes
(Figura 15), un fulgor que, por efecto de la irradiación, tiene lugar en el punto donde se oculta la
fotosfera. Pero antes de desaparecer la última porción de la fotosfera, ésta se divide, debido a
la accidentada orografía del borde del disco lunar, en unos fragmentos luminosos de fotosfera,
llamados perlas de Baily (Figura 16). Entonces aparece súbitamente la corona solar, deslumbrada
hasta entonces por el brillo fotosférico, un millón de veces superior (Figura 17). En los primeros
segundos se muestra parte de la cromosfera como un fino arco de intenso color rojizo con brillantes
protuberancias, que si no son suficientemente grandes, desaparecen rápidamente tras el avance del
disco lunar (Figura 18).
La corona, de intenso color blanco perlado, muestra unas estructuras que siguen la disposición
del campo magnético del Sol. En el centro resalta el disco lunar, convertido en un agujero negro
en el cielo. La forma y brillo de la corona depende esencialmente del instante en que se encuentre
nuestra estrella en su ciclo de actividad de 11 años. En los máximos solares la corona presenta
simetría radial (Figura 17 derecha) mientras que en los mínimos la corona es asimétrica mostrando
prominentes plumas en el ecuador solar (Figura 17 izquierda).
Figura 17: Izquierda. Imagen del eclipse total de Sol del 1 de agosto de 2008 desde el mar Ob (Novosibirsk,
Rusia). Combinación digital de 67 imágenes que muestra largas extensiones de la corona, protuberancias,
luz cenicienta y estrellas hasta la magnitud 10. (Fotos y procesado J.C. Casado / starryearth.com).
Derecha. Imagen del eclipse total de Sol del 23 de noviembre de 2003 tomada bordo de una aeronave que
sobrevolaba la Antártida.
Los planetas visibles a simple vista y las estrellas más brillantes aparecen en el firmamento,
creándose una “noche” artificial, aunque la iluminación es más bien como la de un crepúsculo
avanzado (figura 19). Sobre el círculo completo del horizonte se muestran colores semejantes a los
de una puesta de Sol, porque allí a lo lejos, el eclipse no es total.
La totalidad termina pronto, tal es el efecto psicológico que produce, seguramente al estar
incluida entre dos largas fases parciales. En el mejor de los casos, esto es, en el ecuador, la
duración alcanza como máximo 7 minutos y medio. Para latitudes medias la totalidad puede durar
6 minutos en el mejor de los casos y tan sólo 3 minutos en las regiones polares. Estadísticamente
se comprueba que la duración media de la totalidad es de unos 3 minutos. Con el tercer contacto
(segundo anillo de diamantes), los acontecimientos suceden de manera análoga, pero en orden
17
inverso a la fase precedente.
Figura 18: Cromosfera y protuberancias visibles en la totalidad del eclipse solar del
29 de marzo de 2006, fotografiado en las cercanías de Al Jaghbub en el desierto
de Libia. Combinación de fotografías tomadas al comienzo y final de la totalidad.
(Imagen J.C. Casado / starryearth.com)
Figura 19: Vista panorámica que recoge la aproximación de la umbra lunar a más de
4500 km/h poco antes del segundo contacto en el eclipse del 23 noviembre de 2003
sobrevolando la Antártida. (Foto J.C. Casado / starryearth.com).
18
Los eclipses totales (y casi lo mismo podría decirse de los anulares) no son fenómenos
infrecuentes como pudiera parecer, ya que, en promedio, acontecen una vez cada 18 meses. Sin
embargo para un punto de la superficie terrestre -por ejemplo una ciudad- el fenómeno sucede en
promedio una vez cada 375 años. Por ello es necesario realizar largos viajes para situarse en la
banda de totalidad.
3.9 Mapas de eclipses
Para representar y visualizar las zonas de la Tierra por las que será visible un eclipse solar
se utilizan mapas terrestres que llevan superpuestas unas curvas que delimitan las áreas desde las
cuales será visible el fenómeno.
La interpretación de tales mapas es más sencilla de lo que parece, proporcionando además
una información bastante completa sobre las circunstancias generales y locales del evento.
El principal problema en la cartografía es la imposibilidad de representar intuitivamente una
superficie esférica (la Tierra) en un mapa, que es un plano. Según la aplicación a que se destine
se emplea un determinado tipo de proyección cartográfica. La mayoría de los mapas de eclipses
solares, como los que aparecen en las Efemérides publicadas anualmente por el Observatorio
Astronómico Nacional o el Real Instituto y Observatorio de la Armada en San Fernando, utilizan
la proyección estereográfica, la cual permite una buena representación de las zonas eclipsadas,
aunque con deformaciones hacia las zonas marginales del mapa.
Como ejemplo hemos elegido el mapa (Figura 20) del eclipse total de sol del 13 de
Noviembre de 2012.
19
Figura 20: Mapa global del eclipse total de Sol del 13 noviembre de 2012.
20
Las zonas en las que el eclipse resultará visible –en mayor o menor medida- son las que
quedan dentro del área central coloreada. Desde el exterior, aunque se vea el Sol, el eclipse no
tendrá lugar, por hallarse fuera de la zona de sombra lunar. La estrecha y larga franja central es
la banda de totalidad. Desde su interior el eclipse será total. El asterisco de color rojo, situado
aproximadamente en el centro de la banda de totalidad representa el punto de Máxima duración del
Eclipse.
Fuera de la banda de totalidad el eclipse se verá parcial, con magnitud decreciente a medida
que la posición del observador se aleje más, perpendicularmente, de esta banda.
Los tiempos de comienzo y final del eclipse se indican mediante líneas punteadas, a
intervalos de una hora, con el horario en Tiempo Universal. Asimismo se indican, en color rojo, el
Primer Contacto y Último Contacto, que señalan los lugares de la Tierra donde, respectivamente,
tienen lugar el primer y último contacto con la sombra lunar.
3.10 Qué estudiar
Los eclipses solares, particularmente los totales, ofrecen una oportunidad única para realizar
una gran variedad de observaciones y experimentos, a pesar de la brevedad del fase central.
Algunos de estos están enfocados al estudio del mismo Sol y del espacio circundante y otros, en su
sentido más amplio, tienen que ver con la interrelación con nuestro planeta.
Además, satélites artificiales como el SOHO, que vigilan al Sol en diversas longitudes de
onda, ofrecen una referencia de comparación entre las observaciones de estaciones terrestres y las
del espacio.
Estos son, de una manera general, los estudios que pueden llevarse a cabo sobre los
eclipses solares:
El Sol como cuerpo astronómico:
Estudios en la corona solar (los más abundantes), que como se ha visto en la introducción,
tiene una temperatura media de 1 millón ºC, no estando aún bien conocido el mecanismo
de su calentamiento. Entre estas investigaciones pueden citarse: densidad y estructuras de
la corona, ondas de choque, interrelación corona-protuberancias, materia “fría” coronal (¡a
800.000 ºC!), campos magnéticos, materia neutra en la corona interna, polarización.
● Mediciones de alta precisión del diámetro solar. Los contactos de inicio y final de la fase
total ofrecen unas referencias para realizar esta medida. Estos estudios pueden permitir
responder a la cuestión si el tamaño del Sol varía.
● Estudio del espacio y la materia que rodea al Sol (posible anillo de polvo).
● Comprobaciones de la teoría de la relatividad general.
●
Interrelación con la Tierra:
Perturbaciones gravitatorias en el sistema Tierra-Luna, su estudio permite una mejora de la
precisión en las Efemérides Astronómicas.
● Alteraciones meteorológicas: presión, temperatura, humedad relativa, conductividad del aire.
Este es un campo donde el aficionado puede colaborar con el científico.
● Alteraciones medioambientales: efectos ópticos (cambios en el color y brillo del cielo),
aparición de las bandas de sombra, estudios de la radiación solar y su relación con capas
●
21
●
●
●
atmosféricas. Efectos químicos en la atmósfera terrestre, ya que una parte de la radiación
solar es absorbida por partículas (moléculas y átomos), que cambian sus características
según sea día o noche.
Reacciones y alteraciones en el comportamiento de la fauna y flora.
Aspectos históricos: los eclipses han sido utilizados como elementos de datación para fechar
hechos históricos.
Aspectos etnográficos: leyendas, mitos y creencias en la cultura popular y local.
3.11 Influencia en el clima local
Los eclipses solares han sido, desde siempre, unos fenómenos muy atractivos para los
meteorólogos, pues es el mejor momento para estudiar la respuesta de la atmósfera en conjunto a
un cambio brusco y abrupto de la radiación solar incidente. Así, existen un gran número de estudios
meteorológicos que han intentado indagar en los efectos de los eclipses, realizando medidas de la
temperatura del aire o de la tierra durante el transcurso del mismo, así como medidas del cambio en
la humedad, la velocidad y dirección del viento, y otros parámetros importantes para el estudio de la
atmósfera.
Por ejemplo, los cambios de temperatura durante un eclipse solar son de gran interés porque
es una variable a la que los observadores son muy sensibles. En general, la caída de temperatura,
por ejemplo, empieza a ser notable cuando el Sol se encuentra parcialmente cubierto. Además,
el patrón y la amplitud de la caída de temperatura es diferente para cada localización y puede
variar desde menos de un grado a varios grados, dependiendo de muchos factores como son el
porcentaje de sol cubierto, la latitud, la estación en la que nos encontremos y el momento del día, las
condiciones sinópticas, la altura con respecto al nivel del mar en donde nos encontremos y se tomen
los valores, el clima, y otros factores locales como la topografía del lugar, la vegetación presente,
etc... Así, el tiempo que pasa entre que se alcanza el mínimo de temperatura y ocurre el máximo del
eclipse solar, es resultado directo de la inercia térmica de la atmósfera, y de su interacción con la
tierra, de una forma similar a la que ocurre cuando se produce el máximo de temperaturas durante un
día despejado normal, pues el máximo de temperatura ocurre siempre unas horas después de que el
Sol haya culminado (posición más alta sobre el cielo).
Muchos autores hablan también de cambios en la presión atmosférica durante el transcurso
del eclipse (en la bibliografía, el artículo de Jay Andersen, por ejemplo). Así algunos describen la
creación de unas perturbaciones en la presión a modo de ondas, que se desplazan hacia fuera
del camino que sigue la sombra de la Luna en la superficie de la Tierra (se refiere a las distintas
posiciones de la superficie terrestre por donde puede ser visible el eclipse de forma total, ver figura
21). Así, estas ondas se moverían hacia fuera del trayecto como las ondas que va creando un barco
en su proa en el mar cuando navega. Sin embargo, aunque muy probablemente sea un efecto
producido por el enfriamiento de la atmósfera que hemos comentado anteriormente, es un fenómeno
complicado de observar.
3.12 El Eclipse Total de Sol de 2012
Después de más de un año sin eclipses totales de Sol (el último tuvo lugar el 11 julio 2010)
la sombra lunar vuelve a visitar la superficie terrestre el 13 de noviembre 2012. El recorrido de
la sombra empieza en Australia, para pasar luego al Océano Pacífico. El máximo del eclipse se
produce en pleno Océano Pacífico con una duración de 4 minutos y 2 segundos con el Sol a 68
22
grados sobre el horizontes a las 22:11 UT.
Figura 21: Banda totalidad (líneas azules) del eclipse del 13 de noviembre de 2012 según datos
proporcionados por NASA. El punto verde indica el lugar donde la duración del eclipse es máxima.
El punto de observación de la expedición será los alrededores de la ciudad de Cairns (estado de
Queensland) al noreste de Australia.
La observación y retransmisión del eclipse se realizará desde tres puntos en el noroeste de
Australia (estado de Queensland), en los alrededores de la ciudad de Cairns, donde el eclipse tendrá
una duración media de unos 2 minutos. Los lugares serán (ver figura 22):
○
○
○
G3. En la costa, en los alrededores de la playa de Oak Beach.
G2. En el interior. Carretera Rt-81.
G1. En el interior. Pueblo de Mareeba, grupo de coordinación y realización.
23
Firgura 22: Puntos de observación del eclipse. La línea roja señala el centro de la banda de totalidad.
Los puntos de observación se localizan uno en la costa y dos en el interior (puntos rojos G1, G2 y
G3).
La expedición y la retransmisión estará coordinada y dirigida en todo momento por el
Dr. Miquel Serra-Ricart (Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias y Administrador del
Observatorio del Teide).
4. Metodología
4.1 Cálculo de la respuesta térmica de la atmósfera a partir medidas
atmosféricas en un eclipse total de Sol
Un efecto interesante que se produce durante el transcurso de un eclipse, más notable aún
durante un eclipse total, es la disminución de la temperatura ambiental debido a la disminución de
la radiación solar o luminosidad ambiental (Ref. 8). Lo curioso del fenómeno es que no se produce
instantáneamente cuando el sol se cubre completamente (máximo del eclipse o segundo contacto),
sino que es un efecto que ocurre transcurrido un tiempo que varía entre 2 y 20 minutos.
Este periodo de tiempo depende de muchos factores como son el instante del día cuando
se produce el eclipse, la presencia cerca de masas de agua como un lago o el mar, la cercanía a
zonas arboladas, etc... pero es un parámetro fácilmente medible. Para ello sólo hay que considerar
el instante en el que se produce el mínimo de intensidad luminosa (flujo luminoso) o radiación del
Sol coincidente con el máximo del Eclipse (segundo contacto) y por otro lado, el instante donde
se produce el mínimo valor en la temperatura ambiente, momento que será posterior al mínimo
24
de radiación. La respuesta térmica de la atmósfera o inercia térmica atmosférica será el intervalo
transcurrido entre ambos mínimos.
Así, como ejercicio, tanto para el método 1 y el método 2 se propone estimar la respuesta
térmica de la atmósfera, para distintos intervalos de muestreo, comprobando los resultados finales
(variación de valores y errores).
4.2 Breve introducción a la teoría de errores y muestreo
Medir es comparar con un patrón. Por ejemplo, si medimos la anchura del laboratorio
poniendo un pie delante de otro, podemos decir que la anchura del laboratorio es 18 pies,
siendo nuestro patrón un pie. Ahora bien, una medida nunca puede ser exacta, es decir, siempre
cometemos un error, por lo que nuestra medida no será completa sin la estimación del error
cometido. Unas veces ese error será debido a los instrumentos de medida, otras a nuestra propia
percepción, etc. Toda medida lleva un error inherente.
En función de la naturaleza del error podemos definir dos tipos de error:
●
●
Errores sistemáticos: Son debidos a problemas en el funcionamiento de los aparatos de
medida o al hecho de que al introducir el aparato de medida en el sistema, éste se altera y
se modifica, por lo tanto, la magnitud que deseamos medir cambia su valor. Normalmente
actúan en el mismo sentido.
Errores aleatorios: Son debidos a causas no controlables que alteran aleatoriamente las
medidas. Al producirse aleatoriamente las medidas se distribuyen alrededor del valor real,
por lo que un tratamiento estadístico permite estimar su valor.
Debido a la existencia de errores es imposible conocer el valor real de la magnitud a medir. Si
somos cuidadosos podemos controlar los errores sistemáticos, en cuanto a los errores aleatorios se
pueden reducir aplicando técnicas de estadística. Tomaremos como valor estimado de la medida el
valor medio de las distintas medidas realizadas.
Supongamos que se pretende medir la longitud L de una barra y se obtienen dos conjuntos
de medidas:
Grupo a : 146 cm, 146 cm, 146 cm
Grupo b : 140 cm, 152 cm, 146 cm
En ambos casos el valor estimado es el mismo (146 cm). Sin embargo, la precisión de las
medidas no es la misma. ¿Cómo podemos diferenciar la precisión de dos medidas? Mediante el
concepto de error o incertidumbre.
A la hora de expresar una medida siempre se ha de indicar el valor observado junto con
su error y las unidades correspondientes. Podemos decir que el valor verdadero de la medida se
encuentra con una alta probabilidad en un intervalo cuyos límites son la estimación de la medida
más/menos el error estimado.
Medida = Valor observado ± Error (Unidad)
En el ejemplo anterior y el grupo b, una vez estimado el error se escribiría: L = 146 ± 4 cm
4.2.1. Errores Aleatorios
25
Como se ha dicho, estos errores son debidos a causas que no pueden ser controladas y que
alteran aleatoriamente las medidas, tanto al alza como a la baja. Son de difícil evaluación, ésta se
consigue a partir de las características del sistema de medida y realizando medidas repetitivas junto
con un posterior tratamiento estadístico. De esta forma, a partir de las medidas repetitivas se puede
calcular la desviación típica
4.2.1.1 Desviación típica
Para obtener un buen resultado de una medida, minimizando el efecto de los errores
accidentales, es conveniente repetir la medida varias veces. El valor medio será el que tomaremos
como resultado de la medida, ya que probablemente se acerque más al valor real. Lo mismo ocurre
si teniendo una serie de datos tomados con un intervalo de medida o de muestreo determinado,
queremos pues cambiar ese intervalo, para lo que agrupamos los datos en grupos iguales y
tomamos como valor de la medida, el valor medio de cada grupo.
El valor medio en cada grupo se calcula siguiendo la expresión:
donde Xi es cada uno de los puntos que pertenece al grupo de estudio y N es el número de
datos totales. Así, por ejemplo, si suponemos un conjunto de valores que representan la temperatura
ambiental el valor medio vendría dado por la expresión:
siendo X0 , X1 , X2 , X3 , y X4 , los valores de la temperatura para un conjunto de 5 datos.
Y la desviación típica se define siguiendo entonces la siguiente expresión:
La desviación típica es una estimación de los errores aleatorios de una medida y, por tanto,
podemos expresar:
X=Xm ±
(Unidad)
como vimos en el apartado anterior.
4.2.2 Representación gráfica y muestreo
Por último, a la hora de representar los valores de una variable en una gráfica, dichos
valores se dibujarán como puntos en función de su valor según los ejes de la gráfica, y su error se
representará como una línea vertical u horizontal, en función de si el error es en el eje x o en el eje y,
respectivamente, donde la longitud de la línea será el valor del error, siguiendo la escala de los ejes.
26
Cuanto mayor sea el error, mayor será el tamaño de la línea que tiene cada punto.
En el siguiente gráfico se han representado los datos de radiación solar y temperatura
tomados durante el eclipse anular del 2005 desde la aldea de Los Pedrones en Valencia.
Figura 23: Representación de la caída en radiación solar o luminosidad y de temperatura durante
el eclipse anular ocurrido el 3 de Octubre de 2005.
Otro factor muy importante a tener en cuenta a la hora de representar unos datos, es decidir
el muestreo que se realizará. En el caso de la figura 23, la toma de datos, y en definitiva el muestreo
realizado fue un “muestreo dinámico” de modo que fue cambiando conforme avanzaba el fenómeno
(al inicio datos cada 5 minutos, más tarde cada minuto, y en la zona crítica cada 20 segundos,
siguiendo después en sentido inverso). Éste tipo de muestreos nos permiten realizar un ajuste
mucho más fino de la zona más interesante de nuestra medida, sin perder la tendencia general de
la variable cuando nos encontramos fuera de la zona crítica de medida. Por ésta razón, en la figura
23 vemos que la zona central está mucho más marcada (más densidad de puntos) que el resto de la
representación.
27
Figura 24: Representación de la caída en radiación solar (o luminosidad) y de temperatura
durante el eclipse anular ocurrido el 3 de Octubre de 2005. Los puntos azules indican
los puntos originales de la medida de luminosidad en la zona crítica del eclipse (segundo
contacto). Los puntos naranjas son los generados tras un ajuste promediando cada 5
minutos, con sus barras de error.
Ahora bien, partiendo de esa misma serie de datos, vamos a realizar un cambio en el
muestreo de esa misma zona igualándolo al muestreo del inicio de la toma, considerando entonces
que el valor a dar a cada intervalo sea el valor de la media de todos los puntos y el error la
desviación estándar (ver figura 24). En ella vemos que la tendencia de esos puntos es la misma que
la que tienen los puntos azules pero, sin embargo, en ésta curva naranja denominada “Luminosidad
(media)”, vemos que aparecen unas barras de error tanto en el eje x como en el eje y que son
debidas a la incertidumbre que existe para cada valor, pues se obtuvo realizando un muestreo de los
puntos originales.
En definitiva, necesitamos siempre indicar durante una toma de medidas, no sólo los valores
de la variable en cuestión sino también, sus errores.
4.3 Método 1: Toma directa. Valores de presión, radiación visible, temperatura
ambiente
En la portal web del proyecto (www.gloria-project.eu), se realizará la retransmisión en
directo del eclipse el día 13 de Noviembre del 2011 desde Australia. Al mismo tiempo tendremos
un canal donde se podrá observar, en tiempo real, una estación meteorológica situada en el punto
G1 (Mareeba, Australia) de la expedición, de modo que los alumnos podrán anotar los valores de
temperatura, radiación visible y presión del aire como si ellos mismos se encontraran delante de la
estación meteorológica tomando los valores directamente.
28
El intervalo de medida deberá de ser periódico y será establecido por el propio estudiante,
o en su defecto el educador, teniendo en cuenta que se desea tener una representación gráfica de
las variaciones en los valores de cada una de las variables a medir. Se recomienda que el intervalo
entre toma y toma, no exceda los 2 minutos y que se rebaje a los 5 segundos cuando se aproxime el
máximo del Eclipse (segundo contacto).
En la figura 23 vemos un ejemplo de los datos de radiación solar y temperatura tomados
durante el eclipse anular del 2005, donde el intervalo de medida fue variable, al inicio se tomaron
datos cada 5 minutos, después cada minuto y ya en la proximidad del máximo, se tomaron cada 20
segundos, repitiendo el proceso de forma inversa en la segunda parte del eclipse. Se realizó lo que
se denomina, un “muestreo dinámico”.
Tras la toma de medidas, se realizará una representación gráfica de los valores registrados,
como puede verse en la figura 22 o 23, para cada una de las variables, con respecto al tiempo,
utilizando para ello cualquier software que permita representación de datos númericos (Excel,
Openoffice, Libreoffice, Origin...), de modo que se pueda observar la tendencia de cada uno de
los observables. Y una vez realizada la representación, se determinará el instante de tiempo en el
que se producen tanto el mínimo de temperatura como el mínimo de radiación (o luminosidad), y
se estimará el valor de la “inercia térmica atmosférica”, calculando la diferencia de tiempo entre un
instante y el otro.
Un buen método para el cálculo exacto de los mínimos es realizar un ajuste parabólico. Será
el educador quien decida si desea instruir a los alumnos en el ajuste de curvas porque es un tema no
incluido en esta unidad.
Tras finalizar el eclipse se pondrá a disposición de los alumnos un vídeo con la grabación
completa de la estación meteorológica, por si se desea repetir la toma de datos.
4.4 Método 2: Base de datos
Durante la retransmisión del evento la estación meteorológica guardará de forma periódica
(un muestreo de 5 segundos aproximadamente) los valores que vaya obteniendo de cada una de las
variables que comentamos anteriormente, de manera que puedan ser accesibles en cualquier
momento. Los datos estarán disponibles en una base de datos accesible desde el portal web de
GLORIA (www.gloria-project.eu).
En la base de datos se encontrarán guardadas cada una de las variables en función del
tiempo. El alumno podrá seleccionar, entonces, el intervalo de muestreo que se desee representar
y el sistema realizará el cálculo del valor correspondiente y su error, representandolo en un gráfico
XY. De ésta forma, el estudiante podrá seleccionar, de manera independiente, el intervalo que más
le interese y podrá observar como varía la tendencia además de ver cómo varían también los errores
asociados a los puntos.
Podrá seleccionar muestreos diferentes para distintos instantes del eclipse, de manera que
podrá definir un intervalo mayor al inicio y al final el eclipse, y hacer que justo en el momento crítico,
en la proximidad del máximo, el intervalo sea menor reduciendo los errores temporales en cada
punto de la curva.
Una vez seleccionado el muestreo y realizada la representación gráfica correspondiente, el
alumno determinará la “inercia térmica atmosférica”, siguiendo el mismo procedimiento del método
anterior, calculando los instantes en que se producen los mínimos de las curvas luminosidad y
temperatura, y estimando la diferencia de tiempo.
29
REFERENCIAS
1. SERRA-RICART, M. et al. Eclipses. Tras la sombra de la Luna. Shelios, 2000. Ameno y
vistoso libro sin perder rigurosidad, dedicado especialmente a expediciones para observar
eclipses totales de Sol.
2.
GIL CHICA, F.J. Teoría de eclipses, ocultaciones y tránsitos. Universidad de Alicante,
Murcia, 1996. Tratado sobre la teoría de eclipses y cuerpos ocultantes en general. Se trata
de un libro que desarrolla con detalle el aspecto matemático de estos fenómenos, por lo que
exige un conocimiento avanzado de las matemáticas.
La bibliografía más amplia sobre el tema se encuentra en inglés:
3. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Solar Eclipses: 1986-2035. NASA Reference Publication
1178. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Canon o catálogo de referencia
realizada por uno de los mejores especialistas, Fred Espenak. Contiene datos y mapas de
todos los eclipses solares entre 1986 a 2035 con detalle e información general del periodo
1901-2100.
4. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Lunar Eclipses: 1986-2035. NASA Reference Publication
1216. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Canon que contiene datos y
mapas de todos los eclipses lunares entre 1986 a 2035 con detalle e información general del
periodo 1901-2100.
5. MEEUS, J. Elements of solar eclipses 1951-2200. Willmann-Bell, Inc, Richmond (USA).
Contiene los elementos besselianos de los 570 eclipses entre 1951 y 2200, que permiten
calcular las circunstancias generales y locales de los mismos. Las fórmulas, de alta de
precisión, han sido desarrolladas por el Bureau des Longitudes de París. También existe una
versión en datos con los elementos grabados, aunque sin rutina para su empleo, que debe
ser programada.
6. GUILLERMIER, P. y KOUTCHMY, S. Total Eclipses. Springer, 1999. Ciencia, observaciones,
mitos y leyendas sobre los eclipses, especialmente los totales de Sol. Un magnífico libro para
quien quiera aprender más sobre los eclipses y su observación.
7. REYNOLDS, M.D. y SWEETSIR, R.A. Observe eclipses. Observe Astronomical League
Publications, Washington (USA), 1995. Excelente obra de divulgación y manual de
observación, cubriendo todos los aspectos que puede abarcar el aficionado. Se puede
adquirir a través de la editorial que publica la revista americana Sky and Telescope, Sky
Publishing Corporation.
8. JAY ANDERSON. Environment Canada. Weather, Volumen 54, edición 7,páginas 207–215,
Julio 1999. Revista especializada en la publicación de artículos científicos centrados en el
estudio de la atmósfera y el clima.
Por último destacar las Publicaciones Técnicas de la NASA, que se publican unos dieciocho
meses antes de cada eclipse anular o total. Recogen mapas, tablas, predicciones e información
general y local sobre las circunstancias del eclipse en cuestión. Para mayor información
dirigirse a Fred Espenak, NASA/GSFC, Code 693, Greenbelt, MD 20771 (USA) ó vía e-mail :
[email protected]
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