‘El Sol y la Tierra’

ECLIPSE

Es la ocultación de un astro por otro, visto desde un tercero. Hay eclipse solar cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, que se ve total o parcialmente cubierto. No sucede cada Luna nueva porque las órbitas lunar y terrestre están inclinadas 5° una respecto a la otra. La Luna es cuatrocientas veces menor que el Sol, pero está en promedio cuatrocientas veces más cerca de la Tierra. Cuando coinciden los tamaños aparentes solar y lunar se produce un eclipse total de Sol: el disco brillante es reemplazado por la silueta oscura de la Luna y a su alrededor se aprecia la tenue corona solar. Si, en perfecta alineación, la Luna queda algo más lejos de la Tierra, el eclipse será anular.
Un eclipse anular o total solo es visible desde la estrecha banda de totalidad, proyección de la sombra lunar sobre la superficie terrestre. A ambos lados se proyecta la penumbra, y en esas zonas el eclipse será parcial, igual que cuando Sol, Luna y Tierra no quedan exactamente alineados, y la sombra lunar no intersecta la superficie del planeta.
Un eclipse lunar total se produce cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna y ésta se encuentra en fase de llena. Nuestra atmósfera refracta la luz solar hacia el cono de sombra terrestre y causa el color rojizo de la Luna durante sus eclipses. Éstos pueden ser también penumbrales, cuando la Luna atraviesa la penumbra terrestre, o parciales, cuando solo una parte de la Luna pasa por la sombra de la Tierra.


Eclipse total de Luna del 3 de marzo de 2007. Composición de nueve fotografías de las distintas fases del eclipse. Durante la parcialidad, la Luna va entrando en la sombra de la Tierra. En la fase total se ha incrementado el tiempo de exposición de la imagen para captar su tonalidad rojiza, producida por los rayos de luz que se filtran y se refractan en la atmósfera terrestre proyectándose sobre la Luna eclipsada. Créditos: Enrique Herrero Casas (Universidad de Barcelona).



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AURORA POLAR

Fenómeno luminoso que se produce en la atmósfera terrestre cuando impactan contra sus capas más elevadas partículas atómicas y subatómicas procedentes del Sol. La energía depositada por los impactos excita las moléculas de aire y las hace brillar con colores llamativos muy característicos. Dado que las partículas impactantes están cargadas, el campo magnético de la Tierra las desvía y las encauza hacia las regiones de la atmósfera cercanas a los polos magnéticos, de ahí que estos fenómenos se produzcan casi solo en las regiones polares del planeta y que reciban, por lo tanto, el nombre de auroras polares (auroras boreales y auroras australes). Se han detectado auroras polares en otros planetas dotados, como la Tierra, de un campo magnético considerable.

Aurora polar
Fotografía de una aurora polar en Groenlandia. A la derecha se aprecia el glaciar de Kiagtuut, mientras que en la parte superior se puede ver parte de la constelación de la Osa Mayor. Créditos: Esperanza Campo.



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CICLO SOLAR

El Sol es una estrella activa (magnética) y variable. Desde 1849 se contabiliza diariamente el número de manchas solares y existen registros de manchas desde 1610, cuando Galileo las observó por primera vez con telescopio. Así se ha comprobado que el número de manchas observadas aumenta desde prácticamente ninguna hasta más de cien, decrece de nuevo, y así sucesivamente, con un periodo de unos once años: el ciclo de actividad solar.

Durante cada ciclo, los grupos de manchas bipolares del hemisferio norte solar muestran una orientación magnética opuesta a la de los grupos del hemisferio sur, y ésta se invierte en el siguiente periodo undecenal: el auténtico ciclo magnético solar es de veintidós años. Al comienzo de un ciclo las manchas aparecen entre unos 30 y 40° de latitud y, según éste avanza, van surgiendo más cerca del ecuador. En 1902, W. Maunder publicó una representación de la distribución de la latitud del lugar de nacimiento de las manchas solares durante el periodo 1877- 1902. Recibió el nombre de «diagrama de mariposa de Maunder».

ciclo solar

«Diagrama de mariposa» de Maunder, que muestra la latitud a la que aparecen las manchas solares a lo largo del ciclo solar. Se aprecia que las manchas suelen aparecer en latitudes extremas al inicio de los ciclos, y que luego se van acercando al ecuador a medida que el ciclo solar avanza. Diagrama original de Note on the Distribution of Sun-spots in Heliographic Latitude, de Walter Maunder.

También la ubicación, frecuencia e intensidad de otros fenómenos magnéticos varían a lo largo del ciclo solar. Aunque se conocen muchos detalles sobre el ciclo de actividad, su naturaleza y causas son todavía una de las grandes cuestiones abiertas de la física solar, y no disponemos de un modelo que permita predecir con fiabilidad el número de manchas en el futuro.



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MANCHA SOLAR

Sobre la superficie visible del Sol se aprecian zonas oscuras llamadas manchas solares que surgen, participan de la rotación solar, cambian de forma y tamaño, y se disgregan o desaparecen. Suelen durar varios días, aunque las de mayor tamaño pueden mantenerse varias semanas.

mancha solar

Mancha solar en la región activa AR10675, observada en la línea α (656.3 nm). Tomada con el Telescopio Abierto Holandés (DOT) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Isla de La Palma). En la esquina inferior derecha se ha superpuesto una imagen de la Tierra en la misma escala, para poder comparar sus tamaños. Créditos: Universidad de Utrecht (Holanda).

Una mancha solar típica presenta una zona interior más oscura, llamada umbra, rodeada de una zona de brillo intermedio y aspecto filamentoso, la penumbra. Las manchas se ven oscuras por su menor temperatura, unos 3700 K en la umbra, frente a los 5700 K de las zonas circundantes. La intensa concentración de campo magnético, que en las manchas puede ser miles de veces mayor que el campo magnético terrestre, inhibe los movimientos convectivos que calientan la fotosfera desde abajo, lo que causa el enfriamiento relativo que hace las manchas más oscuras. En la umbra, el campo magnético es más intenso y prácticamente vertical, mientras que en la penumbra, su intensidad es menor y sus líneas se van poniendo horizontales.

Las manchas o conjuntos de manchas suelen aparecer en grupos bipolares, con la primera mancha (mancha precedente) en el sentido de la rotación solar con una polaridad magnética y la última mancha (o subsecuente) con la polaridad opuesta.




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LUNA

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Se encuentra a 384 400 km de distancia de la Tierra y tiene un diámetro de 3476 km. Tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra unos 27,32 días. Debido a efectos de marea, el periodo de rotación de su eje coincide con el de traslación en torno a la Tierra, por lo que la Luna siempre presenta la misma cara al observador terrestre. A lo largo de su órbita, el cambio de posición de la Luna respecto al Sol hace que la parte iluminada vaya cambiando, lo que da lugar a las fases de la Luna (Luna nueva, cuarto creciente, Luna llena y cuarto menguante).

La Luna

Luna llena fotografiada con el refractor de 200 mm de abertura del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Créditos: Vicente Aupí (Observatorio de Torremocha del Jiloca).



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SOL : NUESTRA ESTRELLA

Es una de los 200 000 millones de estrellas de nuestra Galaxia. El Sol dista unos 27 000 años-luz del centro galáctico. Nació hace 4650 millones de años a partir de una nube de materia interestelar en un proceso que dio forma a la vez a todo el Sistema Solar. Se encuentra en la mitad de su vida estable y dentro de un tiempo similar se convertirá en gigante roja y, posteriormente, en nebulosa planetaria, con una enana blanca en su interior. La Tierra orbita a su alrededor a una distancia de unos 150 millones de km. Es la única estrella cuya superficie podemos estudiar en detalle, por estar a esta «pequeña» distancia. Es una estrella ordinaria por su tamaño, masa, temperatura… y su potencia luminosa se ha mantenido prácticamente constante durante los últimos 3500 millones de años, posibilitando la aparición de vida en la Tierra. Genera energía mediante reacciones de fusión nuclear que transforman hidrógeno en helio en su núcleo, a 15 millones de grados.

Sol

Imagen del disco solar completo en luz visible. En ella se pueden apreciar algunas manchas solares. Créditos: José Muñoz Reales (ASTER).

El Sol es una estrella activa (magnética) y el número e intensidad de los fenómenos magnéticos (como las manchas solares, intensas concentraciones magnéticas observadas en su superficie visible o fotosfera) varía cada 11 años aproximadamente, con el llamado ciclo solar. El Sol influye notablemente en la Tierra y es, realmente, la estrella de nuestra vida. En astronomía el Sol se clasifica como estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V (es decir, «enana» o, en otras palabras, una estrella de la secuencia principal).




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ESTRELLA FUGAZ

Fenómeno que se produce cuando minúsculas partículas de polvo, procedentes de algún cometa, entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se desintegran por fricción, produciendo el rastro luminoso que llamamos meteoro o estrella fugaz. Las partículas responsables de las estrellas fugaces suelen desplazarse por el espacio interplanetario en corrientes. Cuando la órbita terrestre se encuentra con una de estas corrientes se produce un incremento notable en el número de estrellas fugaces y el fenómeno recibe el nombre de lluvia de estrellas. Si prolongamos las trazas de los meteoros pertenecientes a una misma lluvia, todos parecen provenir de una zona, el punto radiante. En realidad, todas las partículas entran paralelas en la atmósfera, pero al estar tan alejadas de nosotros, la perspectiva nos hace verlas como provenientes de ese único punto. La constelación donde reside el radiante da nombre a la lluvia (Perseidas, Gemínidas, Oriónidas…). La lluvia de estrellas más conocida es la de las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo. En el caso de las Perseidas, estas partículas han sido producidas por el cometa Swift- Tuttle que, como todos los cometas, pierde masa cuando se acerca al Sol. Todos los años sobre el 11-13 de agosto, la órbita de la Tierra cruza una nube de partículas producidas por este cometa, lo que produce la lluvia de las Perseidas. Si prolongamos las trazas de las Perseidas observadas en una noche, todas parecen provenir de una zona situada en la constelación de Perseo, de ahí su nombre. El otro nombre, lágrimas de San Lo- renzo, viene de que esta lluvia de estrellas se produce alrededor del 10 de agosto, festividad de San Lorenzo.

Estrella fugaz
Rastro fotográfico de una Perseida. Créditos: Alejandro Sánchez (Universidad Complutense de Madrid).

No todos los meteoros pertenecen a lluvias o corrientes sistemáticas. Existen también los meteoros llamados esporádicos, no asociados a ninguna corriente en particular, y que pueden ser de origen cometario o asteroidal.



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ESTRELLA BINARIA

Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que se encuentran girando una alrededor de la otra (en realidad giran alrededor del centro de masas del sistema). La primera estrella binaria fue descubierta por W. Herschel, quien detectó el movimiento relativo entre las dos componentes de Cástor, en la constelación de Géminis. Aunque en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se sabe que entre un tercio y la mitad de las estrellas que observamos son sistemas binarios. Las dos estrellas de un sistema binario, dependiendo de la distancia entre ellas, pueden ser binarias separadas, que evolucionan independientemente; semiseparadas; o binarias cerradas que están en contacto, tienen una envoltura común y pueden llegar a fusionarse. En las binarias semiseparadas, el material de la estrella más extensa cae sobre la otra y forma un disco de acreción que rodea la estrella receptora (es el caso de las binarias de rayos X y binarias cataclísmicas).

Estrella binaria

Algunas estrellas masivas en el seno de la nebulosa de eta Carinae. El astro más brillante del campo es la estrella WR 25, cerca del centro de la imagen. Se trata de una estrella binaria cuyas componentes tienen cincuenta y veinticinco veces la masa del Sol, respectivamente. El periodo orbital del sistema es de 208 días. Créditos: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía).

Por su medio de detección, las estrellas binarias pueden ser binarias visuales cuando ambas componentes se ven al telescopio; binarias eclipsantes, cuando una de ellas pasa por delante de la otra y la eclipsa; binarias espectroscópicas, las que al estudiar su espectro se ve que está compuesto por las líneas espectrales de dos estrellas; y binarias astrométricas que son las que se detectan por la perturbación en su movimiento que produce una estrella sobre la otra por atracción gravitatoria. No hay que confundir estas estrellas con las dobles ópticas que son también estrellas muy cercanas entre sí aparentemente, pero que no se encuentran ligadas gravitatoriamente, de hecho pueden estar a grandes distancias una de otra aunque coincidan en la bóveda celeste, producto de la perspectiva visual. Esta misma definición se aplica a estrellas triples o múltiples.




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Pilar de luz y nubes rojas al atardecer

Pilar de Luz y nubes coloreadas; en el atardecer de Madrid. Más información sobre estos fenómenos y multitud de fotos en Weather Photography y en Atmospheric Optics

No hace falta irse a Hawai para observar fenómenos atmosféricos muy espectaculares. Se muestra una imagen obtenida en el atardecer del 30 de enero de 2010 desde Madrid.

NE:

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Evolución inicial del planeta Tierra (Astrobiología V)

David ByN

La Tierra ha pasado por etapas muy distintas en su evolución, entre otras razones porque las condiciones del Sistema Solar han cambiado de manera dramática, especialmente durantes los primeros cientos de millones de años. En primer lugar, el Sol ha experimentado cambios substanciales, en particular en la cantidad total de energía que produce y envía al medio (se ha incrementado en un 30%, aproximadamente), y el su distribución espectral de energía (pasando a ser menos energética, al disminuir considerablemente la actividad solar). Otro factor importante es la propia estabilización del Sistema Solar, con los posibles movimientos de migración de los planetas gigante exteriores, que implicaron procesos de bombardeo con cometas (problemático debido a el diferente contenido isotópico) y asteroides que pudieran ser la fuente de compuestos esenciales, tales como el agua, que se encuentran en la Tierra, aunque este es un asunto controvertido y el origen de la hidrosfera bien pudiera ser endógeno.

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