El 10 de junio de 2021 se podrá observar un eclipse de sol anular desde el polo norte de la Tierra y parcial desde otras ubicaciones del hemisferio norte de nuestro planeta. Un eclipse de Sol ocurre cuando la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol, cuando es total todo el diámetro de la Luna cubre el diámetro aparente del Sol en el cielo, cuando es anular la Luna deja un anillo alrededor del Sol ya que no lo cubre totalmente. Esto es debido a que la distancia Tierra-Luna varía y en el momento del eclipse anular está más alejada con lo que es un poco más pequeña aparentemente de cuando ocurre un eclipse total que la Luna está más cerca.
Desde otros lugares del hemisferio norte veremos un eclipse parcial en el que parte de la Luna tapa una zona pequeña del Sol durante un cierto tiempo. Que será en gran parte de Europa, gran parte de Asia, noroeste de África, gran parte de América del Norte, Atlántico y el Ártico.
Animación del eclipse solar del 10 de junio de 2021, el punto rojo corresponde a las zonas donde se verá anular y las zonas sombreadas donde se verá parcial
Por ejemplo desde Madrid (España) el eclipse comenzará a las 11h 01m y terminará a las 12h 29m, tapando un pequeño cachito del Sol como podemos ver en la siguiente imagen facilitada por el OAN.
Otra forma de apreciar como veremos el eclipse y programarnos la mañana es usando el programa de simulación del cielo Stellarium, eligiendo las horas del eclipse podremos ver la simulación de este para nuestra ubicación.
RECOMENDACIONES MUY IMPORTANTES PARA VER EL ECLIPSE:
Un eclipse de Sol es un evento espectacular pero hay que tener muchas precauciones para observarlo:
– No observar el Sol directamente sin la debida precaución, produce ceguera.
Nunca debe observarse el sol directamente con aparatos como cámaras, telescopios, prismáticos… ni con filtros no homologados, ni con gafas de sol.
No utilizar filtros caseros no homologados (películas fotográficas veladas, gafas de sol, radiografías, cristales ahumados,…) ya que no filtran todas las radiaciones solares
Se recomienda el uso de filtros homologados, que se venden en ópticas, planetarios y tiendas especializadas.
– Con prismáticos o telescopios (jamás observarlo directamente sin un filtro solar), lo podemos observar:
Recordad que para observar el Sol directamente con telescopios se coloca el filtro en el objetivo:
Filtros de Objetivo (filtro Mylar): Se colocan en el objetivo, son filtros usados para observación solar
Filtro de objetivo para la observación del Sol y telescopio con filtro Solar.
Algunos telescopios de baja gama suelen tener filtros SUN para oculares pero pueden dañar a la larga el ocular o la vista por tanto no los debéis usar ya que pueden ser muy peligrosos.
También podéis buscar información sobre sí en vuestra ciudad se va a realizar algún evento publico para la observación del eclipse, sí es así podéis acercaros y observarlo con ellos, siempre respetando las normas por la COVID 19 que seguro que os pedirán.
Espero que disfrutéis del Eclipse y que para ello tengamos unos cielos bien despejados. 🙂 suerte a tod@s.
Os recomiendo mi primer libro en el que hablo de las curiosidades de muchos objetos y eventos astronómicos:
En el vídeo que podéis ver a continuación se hace un tremendo zoom que comienza con una vista del telescopio ALMA, que forma parte del Event Horizon Telescope, hacia el corazón de la galaxia M87, mostrando sucesivamente observaciones más detalladas. Al final del video, vemos la primera imagen de un agujero negro, lanzada por primera vez en 2019, seguida de una nueva imagen lanzada en 2021 en la que se ve este objeto supermasivo en luz polarizada. Esta es la primera vez que los astrónomos han podido medir la polarización, una firma de campos magnéticos, tan cerca del borde de un agujero negro.
Créditos: ESO/L. Calçada, Digitized Sky Survey 2, ESA/Hubble, RadioAstron, De Gasperin et al., Kim et al., EHT Collaboration. Music: Niklas Falcke
Los agujeros negros están envueltos en plasma. Este plasma tiene campos magnéticos, áreas donde el magnetismo afecta la forma en que se mueve la materia, entretejidos. A medida que el campo magnético se hace más fuerte, cambia de forma y la luz polarizada exhibe diferentes patrones.
La luz es una onda electromagnética oscilante. Si las ondas tienen una dirección de oscilación preferida, están polarizadas. En el espacio, el gas caliente en movimiento, o «plasma», enhebrado por un campo magnético, emite luz polarizada. Los rayos de luz polarizados que logran escapar de la atracción del agujero negro han sido por fin observados. La intensidad de los rayos de luz y su dirección es lo que observamos con el Event Horizon Telescope.
El telescopio espacial Chandra está estudiando Apep, un sistema estelar que contiene dos estrellas Wolf-Rayet que se orbitan entre sí dejando una imagen espectacular del movimiento de los vientos estelares.
Los remolinos serpentinos que rodean las estrellas están formados por la colisión de dos conjuntos de poderosos vientos estelares, que crean las dramáticas columnas de polvo. Apep es un sistema de estrellas triples que contiene la binaria Wolf-Rayet de la imagen y una supergigante caliente, el sistema estelar está ubicado en la constelación de Norma a unos 7000 años luz de distancia. Nombrado en honor a la deidad serpiente de la mitología egipcia.
Apep observado en infrarrojo. Créditos: ESO / VLT / Callingham et al.
¿Qué son las estrellas Wolf-Rayet?
Las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas muy luminosas y calientes (entre 25.000 a 200.000 ºC) cuyos espectros están dominados por fuertes líneas de emisión, esto es debido a que pierden masa a un ritmo muy superior al de cualquier otro tipo de estrella, expulsándola a través de enormes vientos estelares, esta masiva expansión hacia el exterior de la estrella se hace a velocidades del orden de 1.000 a 2500 km/s. Son estrellas muy azules y su pico de emisión se encuentra en el ultravioleta. Las estrellas Wolf-Rayet son algunas de las estrellas más luminosas de la galaxia, son además el último eslabón en la cadena evolutiva de las estrellas de gran masa antes de la fase desupernova, por tanto es muy importante su estudio.
Las estrellas Wolf-Rayet se pueden clasificar esencialmente en dos secuencias, la secuencia de nitrógeno y la secuencia de carbono. La secuencia de nitrógeno (estrellas WN) muestra muchas líneas de emisión de nitrógeno ionizado, mientras que la secuencia de carbono (estrellas WC) tienen espectros dominado por líneas de emisión de carbono ionizado.
Las estrellas variables son herramientas astrofísicas muy útiles que se han utilizado para estudiar la evolución de las estrellas, la estructura de nuestra galaxia y también ayudan a calcular distancias de cúmulos de estrellas y galaxias cercanas. Para este fin se he creado un proyecto muy sencillo de ayuda ciudadana. El objetivo de este proyecto es clasificar las curvas de luz de estrellas variables identificadas en los datos de la banda g de ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae).
Al clasificar estas curvas de luz, se ayudará a los científicos a comprender mejor la población de estrellas variables de nuestra galaxia. También se espera identificar variables inusuales que nos informen sobre las formas peculiares en las que se comportan algunas estrellas.
Utilizando 20 telescopios robóticos distribuidos en todo el mundo, la Encuesta Automatizada de Supernovas en Todo el Cielo (ASAS-SN) examina automáticamente todo el cielo visible cada noche hasta aproximadamente la 18a magnitud en la banda g. ASAS-SN mide el brillo de aproximadamente 100 millones de estrellas a lo largo del tiempo. Usando las curvas de luz de estas estrellas, los científicos pueden estudiar sus propiedades de variabilidad. Las estrellas variables inusuales que se esperan identificar a través de Citizen ASAS-SN probablemente cambiarán nuestra comprensión de estos objetos raros.
¿Qué son las estrellas variables?
Una estrella variable es una estrella cuyo brillo cambia con el tiempo.
Este cambio podría ser periódico o una ocurrencia única, el proceso subyacente que impulsa el cambio de brillo es lo que define el tipo de estrella variable. Si bien hay muchos tipos de estrellas variables, los creadores del proyecto la han reducido a tres categorías principales para simplificar el proceso de clasificación.
Leer una curva de luz
Aquí, os mostramos las curvas de luz producidas utilizando datos de banda g ASAS-SN que normalmente se recopilan todas las noches.
Las curvas de luz Citizen ASAS-SN constan de tres paneles:
Curva de luz en fase (1 x período) Calculamos los períodos posibles para cada estrella en nuestros datos. Este panel muestra la curva de luz después de que se pliega en fase utilizando el mejor período obtenido a través de nuestros cálculos de período.
Curva de luz en fase (2 x período) Este panel muestra la curva de luz después de que se pliega en fase utilizando el doble del mejor período. Este panel es muy útil para identificar binarios eclipsantes.
Curva de luz observada (HJD / días) Muestra la variación del brillo de una estrella con el tiempo en días. La fecha juliana heliocéntrica (HJD) es una medida de la fecha / hora que ha sido corregida por diferencias en la posición de la Tierra con respecto al Sol.
Varios tipos de estrellas variables
Las estrellas más débiles en magnitudes más grandes tendrán curvas de luz más ruidosas que las estrellas más brillantes con magnitudes más pequeñas.
Variables pulsantes
Las estrellas variables pulsantes son estrellas variables intrínsecas con períodos de unas pocas horas (~ 0,03 días) a> 1000 días. Estas estrellas varían porque sus capas superficiales se expanden y contraen de manera periódica (repetida).
Las curvas de luz de la mayoría de las variables pulsantes de período corto (períodos <100 días) tienden a ser asimétricas y similares a «dientes de sierra». Sin embargo, algunos pulsadores de período corto pueden tener curvas de luz simétricas que parecen borrosas o difusas porque tienen perfiles de pulsación complejos.
Las curvas de luz de periodos más largos (periodos> 100 días) de las variables pulsantes a menudo tienen ciclos de pulsación interrumpidos que provocan irregularidades en sus curvas de luz. Algunos de estos pulsadores de período largo tienen variaciones de flujo muy grandes y curvas de luz que son sinusoidales con picos y valles redondeados.
Binarios eclipsantes
Las estrellas binarias eclipsantes consisten en sistemas estelares que consisten en dos o más estrellas donde las estrellas sufren eclipses.
En sus curvas de luz, debería ver evidencia de un eclipse secundario y primario. Las profundidades del eclipse primario y secundario pueden variar y no es necesario que sean las mismas.
La mayoría de los binarios eclipsantes tienen períodos entre ~ 0,2 días y ~ 10 días. Sin embargo, esto no significa que no se pueda encontrar períodos más cortos o más largos.
Hay varias configuraciones de binarios eclipsantes en los datos. Para algunos, es fácil ver cuándo comienza y termina el eclipse. Para otros, sus curvas de luz se caracterizan por picos redondeados y mínimos agudos junto con una forma simétrica general.
Para binarios eclipsantes, a menudo se puede encontrar que cuando la curva de luz se modifica con 1 x Periodo, el eclipse secundario está ausente y hay mucha dispersión alrededor del eclipse primario. Esto se debe a que, a veces, el «mejor período» devuelto por los algoritmos es en realidad la mitad del período orbital verdadero del binario eclipsante.
Sin embargo, cuando se observa la curva de luz en fase al doble del período (2 x P), se verá que tanto los eclipses primarios como los secundarios se ven más claramente, con menos dispersión general en la curva de luz.
Variables rotacionales
Las variables de rotación son estrellas cuyo brillo varía debido a grandes manchas en sus superficies.
Los períodos de las variables de rotación están ligados a la rotación de las estrellas mismas; por lo tanto, sus períodos pueden variar ampliamente (~ 0.5-100 días).
Las curvas de luz para las variables ROT suelen ser muy ruidosas, ya que las manchas estelares en la superficie de estas estrellas evolucionan con el tiempo.
La curva de luz observada es la mejor manera de identificar las variables rotacionales. Debido a la evolución de estos puntos, las amplitudes de variabilidad (dispersión en la curva de luz observada) y el brillo medio de estas estrellas pueden cambiar con el tiempo (esto se ilustra en el ejemplo anterior).
Variables basura
A veces, las curvas de luz se ven afectadas por varias sistemáticas, lo que da como resultado incorrectamente que estas estrellas se marquen como variables. Deben clasificarse como » basura «.
Hay que estar atento a las curvas de luz realizadas con períodos cercanos a 1,00 días y 29,5 días (correspondientes al ciclo lunar), ya que pueden etiquetarse incorrectamente como fuentes variables.
Si nose ve ningún signo de variabilidad coherente, probablemente estemos viendo algo que debería clasificarse como » basura «.
¿Ves algo inusual?
Si ves algo inusual o atípico de los tipos de variabilidad clásicos enumerados anteriormente, o si no estás seguro del tipo de variabilidad, clasifica estas estrellas como » Variable desconocida «.
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