Observando el Sol con Vespera y Stellina
03 Oct. 2022
Equipados con sus filtros solares opcionales, que transmiten solo 1/100.000 de la radiación solar, Vespera y Stellina permiten observar algunos fenómenos en la superficie solar sin riesgo para el instrumento ni para la vista, ya que la imagen se transmite mediante el sensor integrado. La actividad solar está aumentando, por lo que es un buen momento para iniciar este nuevo tipo de observación y mejorar su experiencia con las estaciones de observación Vaonis, incluso a la luz del día.
El filtro solar Vespera se coloca fácilmente en la parte frontal de la lente de la estación de observación y la aplicación Singularity lo reconoce automáticamente para que pueda comenzar su observación solar con total tranquilidad.
SUMARIO
- 1. ¿Qué parte del Sol puedes observar?
- 2. ¿Qué se puede ver en la superficie del Sol cuando se utilizan Vespera y Stellina equipados con el filtro solar?
- 3. Observación y medición de la actividad del Sol con Vespera y Stellina.
- 4. Observación y medición de la rotación diferencial del Sol con Vespera y Stellina.
- 5. Cómo empezar a observar el Sol con Vespera y Stellina.
1. ¿Qué parte del Sol puedes observar?
El Sol está compuesto por varias capas. Aunque no tiene una superficie sólida, una de las capas externas, llamada fotosfera, es la fuente de más del 99 % de la radiación solar. En la práctica, la fotosfera es lo que se conoce como la superficie del Sol, y es esta capa la que se puede observar con Vespera y Stellina equipados con el filtro solar.
La fotosfera tiene un espesor de unos 400 kilómetros y una temperatura de unos 5.500 °C.
La estructura del Sol. Vespera, equipada con el filtro solar, permite observar la fotosfera. – Ilustración: Sébastien Aubry.
La parte que rodea la fotosfera es la atmósfera solar. Su parte inferior se denomina cromosfera y solo es observable con instrumentos especiales capaces de filtrar la parte del espectro luminoso correspondiente a la emisión H-alfa. También podemos observar fragmentos de ella (prominencias solares) durante un eclipse solar total (manchas rosas en el borde del disco).
Finalmente, la parte superior de la atmósfera solar se llama corona y puede observarse con un instrumento específico llamado coronógrafo o a simple vista durante un eclipse solar total.
2. ¿Qué se puede ver en la superficie del Sol cuando se utilizan Vespera y Stellina equipados con el filtro solar?
La fotosfera tiene una apariencia relativamente uniforme, sin formaciones permanentes, a diferencia de las que se encuentran en los planetas o la Luna. Sin embargo, aparecen regularmente manchas oscuras aisladas o en grupos. Estas se conocen como manchas solares y pueden observarse claramente desde las estaciones de observación. Sin embargo, a veces la superficie del Sol no presenta ninguna mancha (véase más adelante para más información).
Imagen del Sol que muestra las manchas solares capturadas con Vespera equipada con el filtro solar.
La vida útil de una mancha solar varía de unos pocos días a varias semanas. Siguen la rotación del Sol, pero también tienen sus propios movimientos sobre la superficie. La apariencia del disco solar cambia a diario.
Observando atentamente las manchas más grandes y los grupos de manchas, notarás que el centro muy oscuro de las manchas (la umbra) a menudo está rodeado por un halo que no es tan oscuro (la penumbra).
Las manchas solares son regiones más frías con una temperatura de aproximadamente 3500 °C. Son el resultado de bucles de campos magnéticos particularmente intensos que rompen la fotosfera y limitan la renovación de la materia procedente de las capas subyacentes de la estrella.
Las manchas más pequeñas tienen unos pocos miles de kilómetros de diámetro, mientras que las más grandes alcanzan los 50.000 kilómetros. Son tan grandes que podrían contener varias veces la superficie de la Tierra.
En el borde del disco solar, cerca de manchas aisladas o grupos de ellas, se pueden observar áreas más brillantes. Estas son las fáculas. El contraste entre ellas y el resto del disco solar es menor, por lo que son mucho más difíciles de observar que las manchas solares. Solo son visibles en la periferia debido al aparente oscurecimiento de los bordes del disco solar. Las fáculas son regiones magnéticas más calientes (alrededor de 8000 °C). Se pueden agrupar en una amplia gama de fáculas. En la imagen inferior, obtenida mediante procesamiento informático de imágenes capturadas por Vespera, se pueden ver fáculas alrededor del borde del disco.
Procesamiento informático de imágenes del Sol captadas con Vespera destacando las fáculas fotosféricos
3. Observación y medición de la actividad solar con Vespera y Stellina
El número de manchas solares en un momento dado es extremadamente variable y depende de la intensidad de la actividad solar. A lo largo de más de un siglo de observación, los astrónomos han observado que el número de manchas varía regularmente según un ciclo de aproximadamente 11 años. Al comienzo de cada ciclo, el Sol está prácticamente desprovisto de manchas solares. El número aumenta gradualmente hasta alcanzar un máximo antes de volver a disminuir. El ciclo de actividad solar está íntimamente ligado a la dinámica del campo magnético solar. Por lo tanto, con cada ciclo, el campo magnético se invierte.
Con Vespera y Stellina, se pueden contar regularmente las manchas solares y así monitorear los cambios en la actividad solar. Actualmente nos encontramos en las primeras etapas del Ciclo Solar 25 (contando desde que comenzaron a registrarse dichos ciclos). El número de manchas aún es bajo, pero aumentará gradualmente. Es un buen momento para comenzar a monitorear el ciclo y ver su evolución.
Cambios en el número de manchas solares. El patrón muestra claramente un ciclo de unos 11 años.
Aunque conocemos la duración del ciclo solar (aunque puede variar dos o tres años), es mucho más difícil predecir la intensidad máxima que alcanzará cada ciclo. El seguimiento y la comparación con ciclos anteriores pueden proporcionar pistas.
Se espera que el ciclo actual alcance su punto máximo en el verano de 2025.
Método para medir y monitorear la actividad del Sol.
Si comienza un estudio regular de la actividad solar con Vespera o Stellina, es importante usar el mismo instrumento en todo momento. Si alterna entre telescopios con diferentes características, no verá las manchas solares con la misma precisión, lo que influirá en su conteo.
Existe un método de conteo de puntos bastante sencillo que proporciona una buena indicación de la actividad solar. Fue desarrollado en 1849 por el astrónomo suizo Johann Rudolf Wolf y lleva su nombre: el número de Wolf. Se calcula mediante la siguiente fórmula:
R = t + 10 g
R es el número relativo de manchas solares, o número de Wolf, que representa la intensidad de la actividad solar; s es el número de manchas individuales contabilizadas; y g es el número de grupos de manchas contabilizados. Una mancha aislada se contabiliza como un grupo.
Esto se debe a que, dependiendo de la nitidez de la imagen obtenida, puede ser difícil distinguir pequeños puntos muy cercanos. Asimismo, el concepto de grupo puede parecer ambiguo. Lo importante es seguir las mismas reglas para el conteo a lo largo del tiempo. Por lo tanto, el número de Wolf depende de los medios y métodos de observación.
Realizando observaciones regulares, se puede ver cómo evolucionan las manchas solares y cuáles son realmente parte del mismo grupo, ya que las que forman parte de un grupo se mueven juntas.
Por ejemplo, en la imagen de abajo capturada por Vespera el 14 de julio de 2022, se pueden contabilizar al menos 40 manchas y cinco grupos.
R = 40 + (10 ? 5)
R = 90
El número del lobo es 90.
Contando el número de manchas solares y grupos de manchas solares.
4. Observación y medición de la rotación diferencial del Sol con Vespera y Stellina.
Las manchas solares se forman por la rotación del Sol. Dado que duran varios días, al capturar una nueva imagen del Sol cada día se puede observar su movimiento y medir su velocidad de rotación. Las manchas solares más duraderas incluso pueden seguirse a lo largo de varias rotaciones.
El Sol no tiene una superficie sólida y su rotación no es uniforme. Es más rápida en el ecuador (24 días) que en el polo (31 días). Esto se denomina rotación diferencial. Por lo tanto, las manchas solares más cercanas a los polos atraviesan el disco solar con mayor rapidez.
Un experimento interesante y divertido consiste en realizar un vídeo de animación de la rotación del Sol y los cambios de manchas utilizando un conjunto de imágenes tomadas a intervalos regulares.
Para ello, necesitará conocer la orientación del eje de rotación del Sol respecto a la imagen captada por Vespera o Stellina para alinear cada imagen de forma idéntica. Esta orientación depende de la fecha, la hora y el lugar de su observación.
Para determinar esta información, puede intentar utilizar el software “TiltingSun” que se puede descargar en la siguiente dirección: https://atoptics.co.uk/tiltsun.htm
Para localizar las posiciones de las manchas solares, medir la rotación del Sol o hacer un vídeo de animación, necesitará conocer la orientación del Sol en la imagen.
5. Cómo empezar a observar el Sol con Vespera y Stellina
Para observar el Sol, debes usar el filtro solar ( cómpralo aquí ). Asegúrate de tener la última versión de Singularity. Abre la app, selecciona tu ubicación de observación y ve al Centro Espacial para seleccionar la función "Modo Solar". Sigue las instrucciones en pantalla.
Después de colocar el filtro solar en su estación de observación, seleccione “Apuntado solar” en la pestaña Centro espacial.
Dado que la observación solar se realiza durante el día, no hay ninguna estrella visible que las estaciones de observación puedan usar para realizar astrometría (detección de un campo estelar que Vespera y Stellina pueden usar para calibrar su posición en el cielo) e inicializar, como sí es posible por la noche. Por eso, debe orientar su estación de observación con la mayor precisión posible hacia el Sol.
Esto es muy fácil de hacer observando la sombra del telescopio en el suelo. Gire manualmente su Vespera o Stellina sobre su base. El telescopio está correctamente alineado cuando los rayos del Sol atraviesan el espacio entre el brazo y el cuerpo del telescopio y reducen la sombra a la mitad. El telescopio entonces toma el control y realiza un escaneo para apuntar con precisión al Sol y seguirlo.
Izquierda: Vespera no está correctamente alineado – Derecha: La luz del sol pasa a través del espacio entre el brazo y el cuerpo de Vespera; el telescopio está correctamente alineado.
Una vez apuntado correctamente al Sol, Vespera propone una imagen del mismo que muestra el tamaño relativo en función de los diferentes planetas junto con las estrellas que serían visibles alrededor del Sol si pudiéramos bloquear la luz del día.
Para recuperar una imagen para los diversos experimentos mencionados anteriormente, elija la “imagen sin procesar” del Sol.
Elige observar el Sol como si estuvieras en otro planeta del sistema solar o elige la imagen sin procesar para realizar diversos experimentos sobre las manchas solares y la rotación del Sol.
Advertencias
Nunca observe el Sol directamente a través de un instrumento óptico que no esté equipado con un filtro protector específico. Nunca apunte el Vespera o el Stellina hacia el Sol si su estación de observación no está equipada con un filtro Vaonis.
