Esta tarde arrancó en Sigüenza el último de los Cursos de Verano de UNED Guadalajara en su trigésimo sexta edición. Bajo el título “Eclipses de Sol 2026-28 desde los ‘Cielos de Guadalajara’”.
El trío de eclipses de Sol que de manera consecutiva podrán ser observados desde España (2026, 27 y 28) ha despertado el interés no sólo en los miles de aficionados a la astronomía que existen en nuestro país, sino también en numerosos sectores de la población.
El primero de estos inusuales y bellos eventos astronómicos, el 'Gran Eclipse Español', por ser el primero solar total en la península después de casi 120 años, así como el primero que ocurre en Europa continental desde 1999, tendrá en España el principal destino para albergar a observadores de eclipses de todo el mundo; y se verá de manera privilegiada desde la provincia de Guadalajara y, especialmente, desde la zona certificada como Reserva Starlight 'Cielos de Guadalajara' que abarca las comarcas de Sierra Norte y Molina de Aragón-Alto Tajo.
“El gran protagonista del Eclipse: El Sol”
La astrofísica Amalia Williart, Profesora Titular del Departamento de Física Interdisciplinar de la UNED, y directora desde hace 15 años del curso de verano de iniciación a la Astronomía que UNED ha celebrado en las localidades de Cebreros y desde hace algunas ediciones en Barco de Ávila nos presentó a la estrella que nos da la vida: el sol.
1.- Conceptos previos
Brillo, luminosidad y magnitudes estelares
La profesora Williart, que dividió su ponencia en 8 intensas secciones cargadas de contenidos, comenzó repasando conceptos y fórmulas que permiten conocer el brillo intrínseco y la luminosidad de las estrellas, en los que inciden el flujo de radiación y la superficie esférica de las estrellas. Introdujo después una nueva magnitud, aparente, que tiene en cuenta el efecto de la distancia y el brillo aparente de los objetos luminosos, que disminuye con la distancia.
A partir de la conservación de energía, la luminosidad se mantiene constante, y se ha considerado que no hay atenuación de la radiación.
El sistema de magnitudes estelares utiliza una escala logarítmica no lineal para representar el brillo de las estrellas. Lo que significa que una diferencia de una unidad en la escala de magnitud no corresponde a una diferencia lineal en el brillo, sino a una relación logarítmica, de manera que una diferencia de 5 unidades de magnitud corresponde a una diferencia de brillo de un factor de 100, hecho observado por Pogson en 1856. De esta forma, una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6. A mayor magnitud, menor brillo. Y se establece a Vega, la estrella Alfa de la constelación de la Lira, como el brillo aparente de referencia al asignarle el valor 0.
Sin embargo, durante algún tiempo se pensó que todas las estrellas tenían el mismo brillo intrínseco y las diferencias entre los brillos aparentes eran debidas a la distancia. Para corregir este efecto de la distancia, la denominada magnitud absoluta es el brillo que tendría una estrella si estuviera a una distancia de 10 parsecs (1 pc=3,26 años luz). Al estandarizar la distancia, permite comparar directamente el brillo real de las estrellas. Como buen ejemplo, la estrella Sirio tiene una magnitud aparente de 1,5 y una absoluta de 1,42, y el Sol cantidades mayores.
Sirio m =-1,5 M=1,42
Sol m =-26,7 M=4,72
Como las estrellas no emiten toda su radiación en el visible, se definen otras magnitudes (tanto aparentes como absolutas) para el visible y para todo el espectro (bolométricas).
Índices de color
Las técnicas fotométricas actuales, no sólo en el visible, permiten definir magnitudes en diversas bandas del espectro visible y fuera de él. Así el índice de color es la diferencia entre las magnitudes obtenidas con dos filtros diferentes, los más usados son el U-B y el B-V, y están relacionados con la temperatura de la estrella.
Clasificación espectral
Las estrellas se dividen en 10 tipos espectrales
O – B – A – F – G – K - M – R – N – S
De acuerdo al nivel decreciente de su temperatura. El sol es del tipo G2 y tiene una temperatura de 5.780 K (grados Kelvin).
El sol como estrella
La masa del Sol tiene una masa de 1.989 x 10^30 kg. es una unidad de medida estándar en astronomía, conocida como masa solar (M☉), es unas 333,000 veces la masa de la Tierra. La mayoría de las estrellas se encuentran entre 10 M y 0,1 M • Algunas se encuentran 100 M y 0,085 M (límite mínimo para considerar que es una estrella).
Diagrama H-R
El diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas que indica la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus clasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas.
Clase de luminosidad:
-Supergiganes muy luminosas
-Supergigantes normales
-Gigantes luminosas
-Gigantes normales
-Subgigantes
-Enanas (secuencia principal)
-Enanas Blancas
Color
La temperatura de las estrellas varía enormemente y es un factor clave que determina su color, siendo las estrellas más calientes de color azul-blanco y las más frías de color rojo.
2.- Descripción del Sol como estrella
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. La vida en nuestro planeta se debe a la existencia del Sol. Es nuestra fuente de luz y calor.
El sol tiene mucha influencia con procesos en la Tierra. Así, el viento solar compuesto por numerosas partículas interactúa con la atmósfera terrestre. Incluso se pueden producir variaciones en la órbitas de los satélites.
El estudio del Sol nos ha permitido entender y obtener mucha información sobre la composición y estructura estelar. Es la única estrella cuya superficie puede verse y estudiarse directamente. Es un laboratorio de física, donde se producen procesos de fusión nuclear de manera espontánea y con su estudio se mejora la comprensión de los procesos en plasmas de fusión.
Pero sigue habiendo incógnitas abiertas. Como la influencia de la actividad en el clima, entre otras muchas.
El Sol es una estrella ordinaria de mediana edad. Está hacia la mitad de su vida estable. Se sitúa a 146,6 millones de kilómetros de la Tierra. Esta distancia Tierra-Sol viene a determinar la unidad astronómica ‘UA’ – 1 u.a. = 146,6.
El Sol está situado en la Galaxia Vía Láctea, que cuenta con unos 200 millones de estrellas, tiene un diámetro de entre 63,241 a 112,731 u.a.
El Sol está situado en la periferia galáctica. Se mueve con una velocidad de 250 km/s. Y la estrella más cercana es a él es Próxima Centauri.
Según las últimas observaciones con el telescopio Spitzer, la Vía Láctea tendría dos brazos espirales principales: Scutum-Centauro y Perseo. El Sol se encuentra ubicado en uno de estos brazos espirales secundarios, conocido como el brazo de Orión o brazo Local, a unos 28.000 años luz del centro de la galaxia. Este brazo estaría colocado entre los brazos de Perseo y Sagitario.
Estructura del Sol
En su interior encontramos: Núcleo, donde tiene lugar las reacciones nucleares de fusión, la producción de energía. Zona radiactiva, donde el transporte de la energía se hace mediante radiación, y Zona convectiva, donde el transporte de energía se hace por convección porque la radiación no puede atravesarla
En su atmósfera, podemos distinguir: Fotosfera es la capa visible de unos 100 km, donde se producen las manchas solares, fáculas, gránulos y líneas de absorción. La Cromosfera tiene un espesor variable, no es homegénea, tiene salientes en forma de llama (espículas) que siguen el campo magnético y líneas de emisión. Y la Corona, que se encuentra a una temperatura muy alta y donde se emiten gases totalmente ionizados.
3.- Obtención de energía en las estrellas. Reacciones nucleares.
La energía se produce por Fusión termonuclear. El interior del sol es un medio gaseoso y totalmente ionizado (estado de plasma) y se produce la fusión por confinamiento gravitacional.
Los protones sufren repulsión. Existen fuerzas nucleares atractivas entre los nucleones, que son las partículas que componen el núcleo atómico: protones y neutrones.
Es la denominada energía de enlace nuclear. Y se llega al principio fundamental de equivalencia entre masa y energía enunciado por Albert Einstein en 1905.
Qué es una estrella
Un objeto que emite luz (radiación) por las reacciones nucleares que se producen en su interior que está al menos a 15 millones de grados. N definitiva, es un sistema físico autogravitante donde una masa de gas se encuentra en equilibrio, porque la fuerza de gravedad es igual a la presión de los gases calientes.
4.- Formación estelar
Las estrellas se forman en grandes nubes interestelares compuestas principalmente de hidrógeno.
La evolución de una estrella, desde protoestrella hasta enana blanca, depende de su masa. Las estrellas de masa baja a intermedia, como nuestro Sol, pasan por varias etapas: primero, como protoestrella, luego estrella de secuencia principal, después gigante roja, y finalmente, una nebulosa planetaria y una enana blanca. Las estrellas de mayor masa pueden explotar como supernovas y dejar atrás estrellas de neutrones o agujeros negros.
Las estrellas de masa pequeña viven más tiempo.
Cuando la temperatura y presión en el centro de la protoestrella son suficientes para que se inicie el proceso de fusión del hidrógeno, la protoestrella pasa a ser una estrella. El inicio de la fusión nuclear del hidrógeno en helio genera la suficiente energía para detener la concentración gravitacional y la estrella alcanza el equilibrio hidrostático.
5.- Evolución estrellas tipo solar
La localización de una estrella en la Secuencia Principal y el tiempo que permanece en ella está determinado por su masa. Esta fase es al de mayor estabilidad para la estrella. En la SP el combustible es el hidrógeno. Cuanto mayor sea la masa de la estrella, más altas serán las temperaturas centrales y presiones, por lo que la combustión del hidrógeno se realizará con un ritmo mayor, acortando la vida de la estrella en esta fase.
La evolución de una estrella de tipo solar en la secuencia principal comienza con la fusión de hidrógeno en helio en su núcleo. Durante esta fase, la estrella es estable y se encuentra en equilibrio hidrostático, es decir, la gravedad que la comprime es equilibrada por la presión generada por la fusión nuclear. Con el tiempo, el hidrógeno en el núcleo se agota, y la estrella comienza a expandirse y enfriarse, convirtiéndose en una gigante roja. Luego pierde sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y finalmente, una estrella de tipo solar terminará sus días como una enana blanca, un objeto denso y caliente que se enfría lentamente.
Sirio es un buen ejemplo de enana blanca.
6.- Radiación solar
La interacción de la radiación solar con la Tierra hace que no sólo haya emisión de radiación electromagnética, también se produce una emisión continua de partículas. La corona se expande y pierde materia y se produce el viento solar que tiene velocidades de entre 200 km/s y 900 km/s y tarda entre 4 y 5 días en alcanzar la Tierra.
Auroras
Cuando llegan las partículas solares a la Tierra y quedan atrapadas por las líneas campo magnético, chocan con los gases moleculares y de ahí los colores.
Actividad solar
Las manchas salen porque el sol que es un cuerpo en estado de plasma, se generan campos magnéticos. Las manchas salen en parejas, tienen polaridad inversa. Y tienen dimensiones y formas muy distintas.
Una mancha aparece, se desarrolla y desaparece en un tiempo que puede variar entre unas horas y varios meses. Se producen en regiones “frías” con temperaturas entre 1500-2000 K inferiores a la fotosfera. Están atravesadas por líneas de fuerza de un campo magnético con polaridad uniforme para cada mancha, y hay tantas manchas con polaridad + como polaridad - .
Hay un comportamiento cíclico de 11 años en la aparición de las manchas. Con máximos y mínimos. Desde que se cuenta estamos en el ciclo 25. Aunque la cultura china ya las observaba hace 2000 años.
Diagrama de la mariposa de Maunder
Al comienzo de un ciclo, las nuevas manchas se originan cerca de la latitud 30º. A medida que avanza el ciclo, las manchas se forman más cerca del ecuador. Al final del ciclo, pueden aparecer manchas en el ecuador del ciclo que finaliza y las primeras manchas de un nuevo ciclo surgen en latitudes más altas.
En un campo magnético, las líneas de campo poloidales son aquellas que fluyen en la dirección meridional, de polo a polo, mientras que las líneas de campo toroidales son las que fluyen en la dirección circunferencial, o paralela a los polos.
El campo magnético toroidal termina transformándose en un poloidal de polaridad inversa a la del comienzo del ciclo, a los11 años aprox., por lo que el ciclo solar completo es de 22 años para llegar a la configuración original
7.- Actividad solar
Existen otros muchos fenómenos asociados. En la Fotosfera, encontramos fáculas. En la Cromosfera se encuentran playas y filamentos, y en la corona se producen fenómenos como fulguraciones y protuberancias
8.- Observación solar.
Seguimos la evolución de la actividad solar a través de imágenes obtenidas con un telescopio en el ultravioleta lejano (EIT 284) en el SOHO (SOlar and Heliospheric observatory) y a través de otras webs accedemos a imágenes del Sol en tiempo real.
La profesora Williart acabó su interesante ponencia con un repaso las diferentes formas que hay de observar el sol y la necesidad de hacerlo con protección.
