La NASA envió en 2018 una sonda alSolpara acercarse donde jamás ninguna otra sonda ha llegado, a 5 millones de kilómetros de la atmósfera solar, la misión se llama Parker Solar Probey está proporcionando nuevos y reveladores datos sobre la actividad solar, la corona solar y hará contribuciones muy importantes a nuestra capacidad de predecir las grandes tormentas solares que tanto afectan a la Tierra.
Ahora ha hecho un gran descubrimiento al dar una primera explicación de la enorme temperatura de la corona solar a partir de los primeros datos obtenidos por la sonda. Se han encontrado grandes flujos rotacionales, mucho más fuertes de los calculados teóricamente. Los científicos creen que las tremendas oscilaciones magnéticas detectadas en el viento solar, denominadas “ondas de Alfvén“, son remanentes del mecanismo que causa el fenómeno de calentamiento.
La sonda junto al Sol, imagen artística de NASA.
Tiene tres objetivos muy importantes:
Rastrear el flujo de energía que calienta y acelera la corona solar y el viento solar.
Determinar la estructura y la dinámica del plasma y los campos magnéticos en las fuentes del viento solar.
Explorar los mecanismos que aceleran y transportan las partículas energéticas.
Créditos del vídeo: The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Todo un reto sin precedentes que nos hará comprender mejor el funcionamiento de nuestra maravillosa estrella, el Sol.
El 11 de noviembre, Mercurio cruzó entre la Tierra y el Sol y se produjo el fenómeno del transito planetario, un evento que no podremos volver a observar hasta el año 2032. El Observatorio de Dinámica Solar, que ve el Sol desde el espacio en un variedad enorme de longitudes de onda de luz en el ultravioleta extremo, rastreó impresionante y brillante viaje de Mercurio por la cara de nuestra estrella y lo plasmó en el siguiente e impresionante vídeo:
Crédito: Estudio de Visualización Científica de la NASA
Esta fue la cuarta vez en este siglo (de 14 ocasiones) que Mercurio cruzaba el sol desde la perspectiva de la Tierra. Los tránsitos de Mercurio son relativamente raros porque, por lo general, cuando el planeta está cerca del sol desde la perspectiva de la Tierra, está ligeramente “fuera del plano”, lo que significa que pasa por encima o por debajo del sol, debido a la inclinación de la órbita del planeta. Ocasionalmente, sin embargo, los planetas y el sol se alinean en el cielo y es posible ver a Mercurio en tránsito a través de la cara de nuestra estrella. Los científicos han aprovechado esta oportunidad para realizar estudios de la tenue atmósfera de Mercurio, así como afinar los instrumentos de los métodos para detectar exoplanetas en otras estrellas de la galaxia.
El próximo día 11 de noviembre ocurrirá en un tránsito espectacular, el tránsito de Mercurio. Será el momento en el que el pequeño planeta transita por delante del Sol. Un tránsito ocurre cuando un objeto celeste pasa frente a otro. Desde nuestro punto de vista en la Tierra, solo pueden ser vistos así los dos planetas más internos del Sistema Solar, Mercurio y Venus, los que transitan el disco del Sol.
El tránsito de Mercurio en 2006. Créditos:ESA / NASA / SOHO.
Un tránsito de Mercurio es un evento relativamente raro que ocurre solo 13 o 14 veces cada siglo. Mercurio en realidad pasa entre la Tierra y el Sol al menos tres veces al año, pero, dado que su órbita está inclinada con respecto al plano del Sistema Solar, generalmente parece pasar por encima o por debajo del Sol respecto a un observador en la Tierra.
Durante el tránsito se observará simplemente como un pequeño punto negro atravesando lentamente el disco solar, ni que decir que para observarlo hay que utilizar instrumentos adecuados para la observación solar ya que la observación directa con telescopios o prismáticos sin la debida protección puede causar daños graves a nuestro ojos. El tránsito se puede ver bien tan solo a través de un telescopio que haya sido equipado adecuadamente con un filtro solar, o mediante un proyector solar especialmente diseñado para ello, como el de la figura:
Los eventos principales que ocurren durante un tránsito se caracterizan convenientemente por lo que los astrónomos llaman contactos. El tránsito comienza con el Contacto I, que es el instante en que el disco del planeta es externamente tangente al Sol. Poco después del Contacto I, el planeta puede verse como un pequeño punto a lo largo de la extremidad solar. Todo el disco del planeta se ve por primera vez en el Contacto II cuando el planeta es tangente internamente al Sol. Durante las siguientes horas, el planeta atraviesa lentamente el enorme disco solar. En el contacto III, el planeta alcanza la extremidad opuesta y una vez más es tangente internamente al Sol. Finalmente, el tránsito termina en el Contacto IV cuando la extremidad del planeta es externamente tangente al Sol. Los contactos I y II definen la fase llamada ingreso mientras que los contactos III y IV se conocen como salida.
Fases del tránsito de mercurio en 2019
Evento
Hora en Tiempo Universal
Ángulo de posición
Contacto I
12:35:27
109.8 °
Contacto II
12:37:08
109.8 °
Mayor tránsito
15:19:48
24.3 °
Contacto III
18:02:33
298.8 °
Contacto IV
18:04:14
298.7 °
La tabla anterior muestra los tiempos de los principales eventos durante el tránsito de 2019 en Universal Time (UT), con lo que tendrás que pasar esa hora a tu hora local. En el siguiente diagrama podéis ver el transito de Mercurio y su posición sobre el disco según la hora:
Es muy importante la observación y estudio del tránsito de Mercurio, ya que nos puede ayudar por ejemplo a calibrar instrumentos que buscan exoplanetas en otros sistemas estelares y que usen el método del transito para descubrirlos. También nos puede ayudar a saber aun mejor la distancia de la Tierra al Sol.
Para ello se comparará las huellas de Mercurio a través del disco del Sol como se ve desde dos sitios de observación diferentes. Usando los dos conjuntos de pistas puede determinar el desplazamiento angular, o paralaje, (en segundos de arco, entre las dos pistas en un momento particular). La distancia entre la Tierra y el Sol se puede determinar con el valor del desplazamiento angular y la distancia entre los dos sitios de observación, simplemente aplicando trigonometría.
No dejeis de tratar de observar el tránsito de Mercurio del 11 de noviembre, pero sí no podeis porque no disponeis del los instrumentos adecuados, lo podeis ver online, por ejemplo desde la pagina de Virtual Telescope`s Web TV:
Y en vivo en diferentes asociaciones de astronomía ya que suelen hacer actividades de divulgación muy diversas a lo largo del año y el tránsito de Mercurio es un buen evento para realizar actividades, averiguar sí en vuestra ciudad alguna asociación las realiza, son muy recomendables. Por ejemplo en España tenemos entre otras muchas las dos siguientes:
–Actividad de la Asociación Valenciana de Astronomía (AVA). (Valencia). Colocaran varios telescopios en la Ciudad de las Artes y las Ciencias (junto al Hemisfèric) y en la Universidad Politécnica de Valencia (junto al rectorado), desde las 13.30 horas.
–Actividad del Planetario de Madrid (Madrid). El Planetario de Madrid, junto con la Obra Social “la Caixa” y en colaboración con la Agrupación Astronómica de Madrid (AAM), organiza el seguimiento del tránsito.
La sonda SOHO(Solar and Heliospheric Observatory) ha detectado el choque de un cometa contra el Sol. Lo podemos ver en el siguiente vídeo:
Vídeo de las impresionantes imágenes de la desaparición de un cometa Kreutz el 15 de agosto de 2019. Créditos: SOHO
Loscometasde tipo Kreutz son un grupo de cometas caracterizados por unas órbitas rasantes que los llevan muy cerca del Sol durante su máximo acercamiento. Se cree que son fragmentos de un gran cometa que se fragmentó hace siglos, tienen ese nombre en honor del astrónomo Heinrich Kreutz, que fue el primero en demostrar la existencia de esos cometas.
La sonda SOHO en sus muchos años en el espacio ha descubierto miles de cometas rasantes.
Desde su lanzamiento hace más de 20 años, la NASA y el Observatorio Solar y Heliosférico de la Agencia Espacial Europea han descubierto más de 3000 cometas. La misión utiliza el instrumento LASCO (The Large Angle and Spectrometric Coronagraph) que bloquea el disco solar, por lo que es más fácil ver la corona de plasma y polvo alrededor del Sol, normalmente sólo visible durante los eclipses solares. Este instrumento también ofrece un gran campo de visión de la región alrededor del Sol con lo que es fácil observar cometas.
Observación de un cometa, créditos imagen: SOHO-NASA
La misión de SOHO observa el disco solar y su entorno, el seguimiento del flujo de salida constante de partículas conocidas como viento solar, así como eyecciones de masa coronal o CME. En sus dos décadas en órbita, SOHO ha abierto una nueva era de observaciones solares, entendiendo mucho más a la nuestra estrella, el Sol.
SOHO no fue diseñado para observar cometas, pero debido a su amplia visión de los alrededores del sol puede detectar fácilmente, debido a su enfoque cercano con el sol, un tipo especial de cometa llamado sungrazer (cometas que pasan rasantes al Sol). El gran éxito de SOHO como buscador de cometas depende de las personas que analizan continuamente todos sus datos. Es una tarea abierta al mundo ya que los datos están a disposición del público en tiempo casi real. Un grupo de voluntarios, astrónomos aficionados, se dedican a la búsqueda de los datos a través del Proyecto Sungrazerfinanciado por la NASA. El 95 por ciento de los cometas detectados por SOHO se han encontrado por estos ciudadanos científicos.
Este vídeo utiliza datos de SOHO desde 1998-2010 y muestra más de 2000 cometas. Vídeo de NASA
Observar estos cometas rasantes ayuda a aprender mucho más sobre nuestro sol. Sus colas de gas ionizado iluminan los campos magnéticos alrededor del sol, actuando como trazadores de estos campos invisibles. Las colas cometarias actúan como lineas de viento gigantes del viento solar, mostrando a los investigadores los detalles del movimiento del viento solar.
El Sol nuestra estrella tiene una rotación completa cada 27.5 días, para poderla apreciar hay que estar constantemente observando el Sol y ver sus variaciones, esto lo hacen las sondas que observan continuamente nuestra estrella.
La sonda GOES East (GOES-16) de NOAA utilizando el instrumento SUVI ha capturado las imágenes de rotación completa mientras observa la corona solar, una zona de nuestra estrella que se encuentra a millones de grados. El resultado es un vídeo impresionante que podéis ver a continuación:
Créditos: NOOA Satellites
El Sol, nuestra estrella
Hay que remontarse cinco mil millones de años atrás para empezar a hablar de la creación de nuestra estrella, por esos años nuestra zona en la galaxia la ocupaba un montón de gas y polvo (una nebulosa) que vagaba por el espacio tan tranquilamente, pero algo sucedió, tal vez la acción de una supernova enviándonos sus ondas de choque o el choque de masas enormes de gas y polvo hizo que esa nebulosa se comprimiera. Cuando la materia se comprime aparecen procesos energéticos enormes, partes de la nebulosa comienzan agregarse y la acción de la gravedad va formando la estrella, estos procesos concentran una enorme cantidad de calor, cuando se llega a la cifra mágica de los 10 millones de grados se desencadenan procesos nucleares (fusión nuclear) que hacen que la estrella se encienda. Con la fusión nuclear, el Sol convierte el hidrógeno en helio, y la masa restante del proceso se convierte en energía. Hay un equilibro entre la presión del interior de la estrella y la gravedad de la misma que evita que se colapse.
El Sol observado en diferentes longitudes de onda por la sondaSOHO, imágenes de NASA.
Por tanto nuestra estrella es una enorme bola de gas compuesta por un 75% de hidrógeno y un 25% de helio. Libera plasma, que forma el viento solar (heliosfera). La Tierra está protegida por un campo magnético que repele ese viento solar, pero se cuela por los polos magnéticos terrestres, formando las auroras polares. Es una estrella amarilla de tipo G que se encuentra en la secuencia principal (90% de su vida). Después se irá enrojeciendo y agrandando (gigante roja), hasta que estalle y forme una nebulosa planetaria, quedando como una estrella enana blanca.
Ciclo de vida del Sol, la escala está en miles de millones de años. Actualmente el Sol tiene 4600 millones de años. Sobre los 8 mil millones de años irá calentándose hasta convertirse en una gigante roja, cuando tenga la edad de 11 mil millones de años estallará y quedará en el centro una enana blanca.
El Sol es enorme en comparación con la Tierra, se pueden colocar 108 Tierras a lo largo de todo el diámetro del Sol (el diámetro del Sol es de 1.3 millones de kilómetros), es tan grande que contiene el 99% de toda la masa del Sistema Solar.
Para encontrar esta estrella hay que viajar hasta la nebulosa NGC 7822, una maravillosa zona de formación de estrellas en la constelación de Cefeo. Toda esta zona la comprende la región llamada Sharpless 171, y un joven cúmulo de estrellas llamado Berkeley 59.
Todo este impresionante complejo estelar se encuentra a unos 3.300 años luz de distancia de nosotros, el complejo también incluye una de las estrellas más calientes descubiertas cerca del Sol, la llamada: BD + 66 1673.
Se trata de una binaria eclipsante (una estrella que orbita frente a otra) la estrella principal exhibe una temperatura superficial de casi 45.000 ºC y una luminosidad 100.000 veces la del Sol, es de tipo espectral O9.5V. La estrella es una de las fuentes principales que iluminan la nebulosa y dar forma a los famosos del complejos llamados pilares de la creación y las trompas de elefante.
Es una estrella de tipo O por tanto muy calienta, nuestro Sol es de tipo G mucho más fria (6000 ºC superficilaes). Las estrellas las podemos clasificar según su temperatura, es lo que se denomina clasificación de tipo espectral.
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
Pero una estrella de una misma temperatura puede tener tamaños diferentes, por tanto tenemos otra clasificación según su evolución, es lo que se denomina el Diagrama de Hertzsprung-Russell (también llamado diagrama H-R), este muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
El Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de NASA, que proporciona imágenes increíblemente detalladas del Sollas 24 horas del día nos ha proporciona una visión sin precedentes de la actividad solar, en 2015 se creó un vídeo que no os dejará indiferentes.
Estas imágenes son un ejemplo de la clase de datos que SDO proporciona a los científicos. Al observar el Sol en diferentes longitudes de onda, y por lo tanto diferentes temperaturas, los científicos pueden observar los movimientos del material solar a través de la corona, que contiene pistas de las causas de las erupciones solares, investigan que es lo que calienta la atmósfera del Sol hasta conseguir que sea 1.000 veces más caliente que su superficie, y por qué los campos magnéticos del sol están constantemente en movimiento.
En este vídeo en Ultra alta definición podemos observar imágenes de nuestra estrella en un detalle sin precedentes. Nos podemos deleitar con la danza del material ultra caliente de nuestra estrella con extraordinario detalle, ofreciendo una visión íntima de las grandes fuerzas del sistema solar:
Los astrofísicos rastrean los ciclos solares del Sol contando las manchas solares que aparecen en la superficie de nuestra estrella.
Interior de una mancha solar, gráfico de NASA. Las manchas solares son áreas del tamaño de planetas donde intensos bucles magnéticos asoman a través de la superficie visible de la estrella.
Manchas solares, podemos ver la escala a la izquierda y a la derecha el tamaño de los planetas Tierra y Júpiter para comparar los tamaños de las manchas. imagen del telescopio espacial SOHO
Contar las manchas solares no es tan sencillo como parece. Supongamos que miramos el Sol a través de un telescopio de alta potencia con el correspondiente filtro solar, podríamos ver en ese caso de 10 a 20 manchas solares. Un poderoso observatorio espacial podría ver aún más, entre 50 a 100. Pero… ¿Cuál es el número de manchas solares exacto?
Para calcularlo hay dos números oficiales de manchas solares de uso común. El primero, el número diario “Boulder Sunspot”, se calcula por el Centro de Entorno Espacial NOAA utilizando una fórmula ideada por Rudolph Wolf en 1848:
R = k (10 g + s), donde R es el número de manchas solares; ges el número de grupos de manchas solares en el disco solar; s es el número total de puntos individuales en todos los grupos; y k es un factor de escala variable (generalmente <1) que tiene en cuenta en la observación las condiciones y del tipo de telescopio (prismáticos, telescopios espaciales, etc.). Los científicos combinan los datos de una gran cantidad de observatorios (cada uno con su propio factor k) para llegar a un valor diario.
Los números internacionales de manchas solares desde 1745 hasta la actualidad.
El número de Boulder es alrededor del 25% más alto que el segundo índice oficial, el “Número Internacional de manchas solares“, publicado diariamente por el Centro Índice de Información de Manchas Solares ubicado en Bélgica. Tanto el número Boulder y los números internacionales se calculan a partir de la misma fórmula básica, pero que incorporan datos de diferentes observatorios.
Seguro que todos os habéis maravillado cuando habéis visto a la Luna o al Sol sobre el horizonte con un tamaño impresionante, majestuosos y esplendidos para una espectacular foto. Sin embargo cuando ascienden en el cielo se ven mucho más pequeños que cerca del horizonte, dejando unas fotos menos bonitas… pero sí os digo que la Luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente en el horizonte que en lo alto del cielo ¿os lo creeríais?… Pues si son iguales.
Esto es debido a un efecto óptico, a una ilusión. Para ello no tenéis más que mirar el siguiente dibujo, y observar cual de las dos esferas centrales es más pequeña.
Este diagrama representa el llamado efecto Ebbinghaus. Las esferas centrales amarillas son del mismo tamaño.
Seguramente os quedáis con la esfera de la izquierda como la más diminuta, pero sin embargo ambas esferas son exactamente iguales. Sí esto lo extrapolamos al caso de la Luna y el Sol ocurriría lo mismo, os lo explico. Cuando podemos comparar el tamaño de un objeto con algo cercano lo vemos mas grande, así cuando la Luna o el Sol están cerca del horizonte lo podemos comparar con montañas, casas…. y parece aun más grande, al ascender por el cielo ya no lo podemos comparar y nos parece más pequeña. Así en el dibujo de las esferas, las esferas más cercanas a la central hacen que parezca más grande que las esferas más grandes y alejadas de la esfera del centro… es todo una ilusión de nuestro cerebro.
Podemos incluso tratar de medir el tamaño del Sol y la Luna para comprobarlo. En el cielo la luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente (0.5º o 30 minutos de arco). Con el brazo extendido y usando el dedo índice podríamos tapar la luna o el Sol tanto en el horizonte como en lo alto del cielo.
El cielo es una esfera por tanto las medidas de distancias entre estrellas se miden en grados, nuestra mano nos puede decir esas distancias. Extendemos el brazo hacia el cielo y podemos medir así:
Como veis con un dedo podemos tapar el Sol y la Luna, ya que miden medio grado y nuestro dedo indice 1º comprobando así que el tamaño es el mismo en el horizonte y en lo alto del cielo, no tenéis más que probarlo. 🙂
¿Quieres llegar hasta el Sol? ahora puedes hacerlo con la misión Parker solar Probe, la NASA invita a personas de todo el mundo a enviar sus nombres para colocarlos en un microchip a bordo de la misión que se lanzará en verano de 2018. La misión viajará a través de la atmósfera del Sol, enfrentando condiciones de calor y radiación terribles.
Recreación de la misión Parker solar Probe, imagen: NASA
Nosotros ya lo hemos hecho:
Para hacerlo tan solo tenéis que registraros en la siguiente dirección y seguir las instrucciones, cuando lo hagáis vuestro nombre viajará hacia una estrella :).
También el actor William Shatner, conocido por la saga Star Treck os invita a hacerlo:
La sonda llegará donde jamás ninguna otra sonda ha llegado, a 5 millones de kilómetros de la atmosfera solar, proporcionará nuevos datos sobre la actividad solar, la corona solar y hará contribuciones muy importantes a nuestra capacidad de predecir las grandes tormentas solares que tanto afectan a la Tierra.
Tiene tres objetivos muy importantes:
Rastrear el flujo de energía que calienta y acelera la corona solar y el viento solar.
Determinar la estructura y la dinámica del plasma y los campos magnéticos en las fuentes del viento solar.
Explorar los mecanismos que aceleran y transportan las partículas energéticas.
Créditos del vídeo: The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Todo un reto sin precedentes que nos hará comprender mejor el funcionamiento de nuestra maravillosa estrella, el Sol.
La Asociacion de Aficionados a la Astronomia de Murcia es una entidad sin fines de lucro legalmente constituida con CIF G73983207 e inscrita en el Registro de Asociaciones con el numero 13471/1ª
Imagen de en catálogo 
Manchas solares, podemos ver la escala a la izquierda y a la derecha el tamaño de los planetas Tierra y Júpiter para comparar los tamaños de las manchas. imagen del telescopio espacial 
Este diagrama representa el llamado efecto Ebbinghaus. Las esferas centrales amarillas son del mismo tamaño. 
Recreación de la misión Parker solar Probe, imagen: NASA
