El Sol II

Los cimientos para la construcción de un nuevo modelo de los cielos fueron obra del astrónomo polaco Nicolás Copérnico (1473 - 1543), quien en un libro publicado en 1543, el mismo día de su muerte, sugirió que era el Sol, y no la Tierra, lo que constituía el centro del Universo. De acuerdo con su teoría, el sistema planetario era de hecho un sistema solar.

En realidad, esta idea había sido sugerida ya por Aristarco diecinueve siglos atrás, pero en aquel tiempo había resultado una concepción radical, demasiado radical para poder aceptarla. De acuerdo con el sistema heliocéntrico (helios significa sol en griego), la Tierra y los demás planetas girarían en torno al Sol y la ingente masa de materia sólida sobre la que pisa el hombre volaría a través del espacio sin que nos percatáramos de ello. De este modo, los planetas no serían siete, sino seis: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y la Tierra. El Sol no figuraría ya entre los planetas, sino que constituiría el centro inmóvil. Por otro lado, la Luna tampoco sería un planeta en pie de igualdad con el resto, ya que ésta, aunque el sistema fuera heliocéntrico, no giraría alrededor del Sol, sino de la Tierra. Los cuerpos que rotaban alrededor de un planeta recibieron el nombre de satélites, y entre éstos figuraba precisamente la Luna.

El sistema copernicano comenzó a abrirse paso poco a poco en la mente de los astrónomos, pues por aquel entonces se había comprobado ya que la visión geocéntrica del universo presentaba numerosos defectos. Las matemáticas que requería el viejo sistema para calcular las posiciones de los planetas eran tediosas y proporcionaban resultados que no concordaban con las minuciosas observaciones realizadas por las nuevas generaciones de astrónomos pertenecientes a la primera época de los tiempos modernos.

El Sol I

Durante los 1.800 años que siguieron a la época de Hiparco, los conocimientos del hombre sobre las dimensiones del Universo no progresaron. Parecía imposible calcular la distancia de cualquiera de los planetas, exceptuando la Luna, y si bien es cierto que se hicieron diversas especulaciones en torno a la distancia del Sol, ninguna de ellas poseía valor alguno.

Una de las razones que explican esta falta de progreso después de los tiempos de Hiparco es que los griegos habían desarrollado un modelo del sistema planetario cuyas aplicaciones eran bastante limitadas. Tanto Hiparco como los astrónomos que vinieron después que él consideraban la Tierra como el centro del Universo. La Luna y el resto de los planetas giraban (de un modo bastante complicado) alrededor de la Tierra; más allá de aquéllos giraba también la bóveda de las estrellas alrededor de nuestro planeta. Los detalles de este sistema quedaron registrados para la posteridad en las obras de otro astrónomo, Claudio Ptolomeo, que vivió en Egipto y escribió hacia el año 130 d.C. El sistema geocéntrico (Tierra en el centro) se denomina a menudo sistema ptolemaico en honor suyo.

Tal sistema permitió a los astrónomos calcular los movimientos aparentes de los planetas respecto al fondo de las estrellas con una precisión suficiente para las necesidades de aquel tiempo. Pero esta precisión no bastaba para calcular distancias más allá de la Luna.

Observación del Sol

Siempre que se observe el Sol hay que utilizar una protección adecuada. De otro modo, la luz no filtrada podría cegarnos en fracciones de sgundo. Para observar el Sol con seguridad conviene emplear un filtro que se ajuste a la abertura frontal del telescopio (los filtros solares que se acoplan al ocular no son seguros y, por tanto, deben descartarse). No hay que olvidar cubrir el buscador para evitar quemar algo o a alguien por accidente. La pantalla de protección solar constituye una alternativa a los filtros.

La superficie solar, o fotosfera, muestra muchos rasgos al telescopio. Con grandes aumentos presenta un aspecto granulado, como si fuera harina de avena. Los gránulos son células de gas caliente en ascenso y los menores miden 1.000 km. Las zonas brillantes amplias denominadas fáculas se observan mejor cerca del limbo solar, el cual siempre parece algo más oscuro que el resto del disco.

Sin embargo, los rasgos principales los constituyen las manchas solares. Se trata de lugares donde el ampo magnético solar se retuerce lo suficiente como para bloquear el flujo normal de calor. Por tanto, las manchas son zonas más frías y, en consecuencia, más oscuras. En ocasiones poco frecuentes las manchas solares se hacen tan grandes que llegan a apreciarse a simple vista (hay que usar un filtro solar de todas formas). Las manchas solares están fuertemente magnetizadas y surgen y se desvanecen siguiendo un ciclo de 11 años. El último registro máximo de manchas solares ocurrió en 2000 - 2001.

A veces la actividad magnética provoca erupciones conocidas como fulguraciones, que lanzan al espacio multitud de partículas cargadas. Las fulguraciones

más potentes perturban la ionosfera terrestre e inducen tormentas magnéticas y auroras polares.

La corona, la atmósfera exterior del Sol, posee una temperatura de millones de grados, pero es tan tenue que sólo puede observarse durante los eclipses solares totales.

Los filtros solares normales permiten ver el Sol habitual en luz blanca. Para captar más detalles de la actividad solar, algunos observadores compran filtros especiales que aíslan la luz de bandas estrechas de longitud de onda, normalmente la banda hidrógeno-alga (656.3 nm). Tales filtros revelan protuberancias y otros detalles superficiales.

Eclipses de Sol

Al menos cuatro veces al año se produce un eclipse visible desde algún lugar de la Tierra, bien al interponerse la Luna entre el Sol y nosotros, o bien al situarse nuestro planeta entr el Sol y la Luna.

Una de las mayores coincidencias de la naturaleza consiste en que el Sol tiene 400 veces el tamaño de la Luna, pero se encuentra 400 veces más lejos. En consecuencia, ambos objetos muestran el mismo tamaño aparente en el cielo y eso permite que la Luna cubra justamente el disco del Sol durante los eclipses totales.

Todos los meses, cuando pasa por la fase nueva, la Luna cruza entre la Tierra y el Sol. La inclinación de la órbita lunar hace que casi siempre pase un poco por encima o por debajo del disco solar, de manera que nuestro satélite no llega a eclipsar el Sol. Pero hay al menos dos temporadas cada año en las que la órbita inclinada de la Luna cruza la posición en la que se halla el Sol a la vez que nuestro satélite alcanza la fase nueva. Los tres cuerpos quedan alineados, con la Luna en medio, y se produce un eclipse de Sol.

El eclipse puede ser parcial si la Luna cubre solamente una porción de Sol. Otra posibilidad consiste en que se produzca un eclipse anular: si la Luna se halla en el punto más distante de su órbita elíptica, su disco no alcanzará el tamaño necesario para cubrir todo el Sol, que sobresaldrá como un anillo de luz alrededor del disco lunar.
Los eclipses más espectaculares ocurren cuando la Luna llega a cubrir por completo el disco brillante del Sol. La umbra de la sombra lunar, que normalmente no mide más de 240 km, se proyecta sobre la Tierra y barre el planeta a lo largo de un camino que mide varios miles de kilómetros. Las personas que se encuentran dentro de esa trayectoria presencian un eclipse total, un suceso sobrecogedor pero que dura tan sólo unos minutos.

De promedio, los eclipses solares totales se producen una vez cada 19 meses.

La observación de eclipses solares se parece bastante a la observación normal del Sol. Durante un eclipse parcial (o en las fases parciales de un eclipse total) hay que usar un filtro o una pantalla de proyección para proteger tanto los ojos como el telescopio. Así puede verse el limbo lunar a medida que avanza sobre el Sol y se va tragando las manchas. Hay que resistir la tentación de mirar hacia el Sol con los ojos desprotegidos cuando disminuye la iluminación. Si un eclipse es total, sólo pueden retirarse los filtros y observar con seguridad cuando el Sol esté cubierto del todo.

Cuando comienza la fase total, los últimos rayos del Sol se cuelan por los valles del limbo lunar y provocan un fenómeno conocido como perlas de Baily. El disco lunar queda rodeado por un halo tenue de luz perlada, la corona, la atmósfera exterior del Sol, extremadamente caliente pero demasiado débil para observarla si no es durante un eclipse total. Los telescopios muestran además las protuberancias que sobresalen tras el disco lunar. La totalidad termina con una explosión brusca de luz, así que hay que tener el filtro solar a mano.

La Luna II

Un fenómeno que hubo de ser observado desde los tiempos prehistóricos es que existen ciertos cuerpos celestes ue se mueven con respecto a las estrellas: en un momento dado se encuentran próximos a una estrella determinada, mientras que en una ocasión posterior se hallan cerca de otra distinta. Estos cuerpos no podían estar adosados a la bóveda del cielo, sino que debían hallarse entre ésta y la Tierra.

Los antiguos conocían siete de estos cuerpos, cuyos nombres son (en la forma que hoy los conocemos), por orden de brillo, los siguientes: el Sol, la Luna, Venus, Júpiter, Marte, Saturno y Mercurio. Los griegos llamaron a estos siete cuerpos planetes (errantes), debido a que erraban entre las estrellas. Esta palabra ha llegado hasta nosotros en la forma planetas.

En algunos casos era posible especular sobre qué planetas se encontraban más cerca o más lejos de la Tierra. La Luna, por ejemplo, pasaba por delante del Sol en cada eclipse solar; por tanto, la Luna debía encontrarse más próxima a la superficie de la Tierra que el Sol.

En otros casos, los antiguos se basaron en las velocidades relatias de los movimientos planetarios respecto a las estrellas. La experiencia nos enseña que cuanto más próximo se encuentra al observador un objeto en movimiento, mayor es la velocidad que parece llevar. Un avión en vuelo raso da la sensación de una velocidad increíble, mientras que el mismo aparato volando a un kilómetro de altura apenas parece moverse, a pesar de que quizá vuele a una velocidad mayor que cuando se desplazaba cerca del suelo.

Basándose en las velocidades relativas respecto a las estrellas, los griegos llegaron a la conclusión de que la Luna era el más próximo de los siete planetas. En cuanto a los seis restantes, se estimó que el más cercano era Mercurio, luego Venus, el Sol, Marte, Júpiter y el más lejano Saturno.

Por consiguiente, para determinar la distancia de los cuerpos celestes es obvio que había que comenzar por la Luna, pues si resultaba imposible calcular la distancia entre este planeta y la Tierra, pocas esperanzas cabría albergar de poder determinar esta magnitud para los demás cuerpos celestes.

El primero que efectuó un cálculo riguroso de la distancia a la Luna fue el astrónomo griego Aristarco de Samos (320 - 250 a.C.), quien trabajó con observarciones realizadas durante un eclipse lunar. La curvatura de la sombra proyectada por la Tierra sobre la Luna permitía averiguar el tamaño de la sección transversal de dicha sombra en relación con el tamaño de la Luna. Suponiendo que el Sol estaba mucho más alejado de la Tierra que la Luna y utilizando conocimientos básicos de geometría, Aristarco logró averiguar la distancia que debía mediar entre la Luna y la Tierra para que la sombra proyectada sobre aquélla tuviese las dimensiones observadas.

Las fases de la Luna

Igual que la rotación terrestre nos trae el día, el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra nos proporciona el mes. Si medimos el tiempo que tarda la Luna en regresar a la misma posición entre las estrellas se obtiene un total de 27.32 días, un lapso de tiempo conocido como mes sidéreo. Sin embargo, el tiempo que tarda el satélite en cubrir todo su ciclo de fases ofrece un período temporal más obvio.

Al igual que la Tierra, la Luna siempre tiene un hemisferio completo iluminado por el Sol y otro sumido en las tinieblas. Pero en contra de lo que sugiere la expresión popular "cara oscura de la Luna", no es cierto aque haya una cara lunar siempre a oscuras. Todos los lugares de ese astro pasan por los ciclos del día y de la noche lunares. Lo que ocurre es que la Luna tiene siempre el mismo hemisferio dirigido hacia la Tierra, la llamada cara visible. Este hecho se debe a que la atracción gravitatoria terrestre ha ido frenando la rotación lunar.

A medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, su cara visible recibe distintas cantidades de luz solar, desde nada en absoluto (Luna nueva) hasta el disco completo (Luna llena), pasando por la mitad (cuartos lunares), y da lugar a lo que denominamos fases lunares. El cilo completo de fases desde la Luna nueva a la siguiente, dura 29.53 días, un mes sinódico.

En la fase de Luna nueva (1), la Luna se sitúa entre la Tierra y el Sol y, por tanto, no puede verse en absoluto. A medida que la Luna se aparta del Sol hacia el este, se empieza a percibir una delgada lúnula creciente (2). La cara visible de la Luna va recibiendo cada vez más luz según aumenta el ángulo entre ella y el Sol. Pasada una semana desde la fase nueva, llega a verse ya medio disco iluminado: cuarto creciente (3). La Luna sigue avanzando y alcanza la fase que a veces se donomina gibosa creciente (4). La Luna alcanza la posición orbital opuesta al Sol al cabo de cuatro semanas tras la fase nueva, y entonces aparece llena en el firmamento (5). La Luna entra en las fases menguantes durante las semanas posteriores, pasando de gibosa (6) al cuarto menguante (7) para volver a mostrarse como una lúnula (8) antes de acercarse de nuevo al Sol. La Luna retorna a la posición que la hace invisible, entre la Tierra y el Sol, cada poco más de 29 días.