Tema 3: El Sol i la seua Observació

Generalitats

El Sol és l’estrella del nostre sistema planetari. El seu volum és 1.300.000 vegadesel de la Terra i la seua massa 332.000 vegades la del nostre planeta. La distànciamitjana Sol-Terra és aproximadament de 150 milions de km.

Com tota estrella, emet una gran quantitat de radiació que ens arriba en forma dellum i calor, principalment. Aquesta energia prové de les reaccions nuclears que esdonen principalment al nucli del Sol. Cada segon, tones d’hidrogen esdevenen heli,procés semblant a les bombes de fusió nuclear però a gran escala.

La seua composició química està dominada principalment per l’hidrogen i l’heli,encara que també conté elements químics més pesats en escassa proporció.

Des de l’antiguitat s’ha observat constantment i se n’ha estudiat el moviment sobrel’esfera celeste. Molts observatoris primitius tenien com a principal funció el seguimentdel Sol, per determinar les estacions i el transcurs de l’any.

Moviments sobre l’esfera celeste.

Distingirem dos tipus de moviment:l’anual i el diürn.

El moviment anual és conseqüència delmoviment de translació de la Terra al voltantdel Sol i de què el pla orbital (eclíptica) sigadiferent del pla equatorial de la Terra (23,5°d’inclinació de la eclíptica). Aquest efecte estradueix en què el Sol no ix (ni se pon)sempre pel mateix punt de l’horitzó i que cadamigdia assolisca una altura diferent. (Elspunts de l’esfera celeste sobre els que sesitua el Sol cada dia defineix l’eclíptica,situada al centre de la banda del Zodíac).

El moviment diürn és el que observemdiàriament, conseqüència de la rotació de la

El Sol. Observació 1 de 7

Terra. La seua eixida pel costat Est de l’esfera celeste, la lenta ascensió durant el matífins assolir la màxima altura a migdia i la lenta declinació fins pondre’s per l’Oest.

En principi, no calen instruments molt sofisticats perrealitzar els estudis sobre el moviment aparent del Sol.

Un instrument molt senzill i fàcil de construir és elgnòmon. Es tracta simplement d’un pal recte clavatverticalment sobre terra. L’estudi del moviment solar esrealitza seguint-ne l’ombra.

La longitud d’aquesta ombra dependrà de l’altura delSol i la direcció en què es projecta dependrà de l’hora del dia.

Així, a l’alba l’ombra del gnòmon es projecta cap al’Oest i és llarga. En avançar el dia, l’ombra girarà cap alNord i anirà acurtant-se, indicant el moviment del Sol sobrel’esfera celeste. Just quan l’ombra és més curta (per a aquelldia) es projecta en la direcció Nord i és exactament a migdia.Després, ja por la vesprada, l’ombra va girant cap a l’Est i va allargant-se.

Podem utilitzar aquest fet per determinar el meridià del lloc, ja que si bé la brúixolaés un sistema senzill, com que l’eix magnètic de la Terra no coincideix amb l’eix derotació hi ha una petita diferència que es coneix com a declinació magnètica. La direcciónord exacta de desvia lleugerament del punt que assenyala la brúixola.

Alhora podrem observar dia rere dia comcanvia la longitud de l’ombra. El millormoment és al migdia. El dia del solstici d’estiuserà quan l’ombra del migdia siga més curtade l’any ja que el Sol assoleix la seua màximaaltura. Després, a poc a poc, l’ombra vaallargant-se cada dia fins al solstici d’hivern,quan l’ombra del migdia és més llarga perquèel Sol assoleix l’altura mínima.

Temps:

L’hora sola vertadera és l’angle horari del Sol en cada moment i és la que marquenels rellotges de Sol. El migdia es considera l’hora zero. És una hora local, és a dir, depènd’on estem. El dia es divideix 24 hores, encara que degut a què la rotació de la Terra noés constant (no tarda sempre el mateix a donar una volta sobre ella mateixa) hi ha dieslleugerament més llargs que altres. Per eliminar aquest inconvenient s’ideà l’hora solarmitjana, en què se suposa que la Terra sempre gira a la mateixa velocitat,

La diferència entre l’hora solar vertadera i l’hora solar mitjana es coneix com aequació de temps. El valor d’aquesta diferència pot superar els 16 minuts i depèn de ladata. Hi ha taules en què es representa l’equació de temps i hi podem vore que solsquatre cada any coincideixen l’hora mitjana i la vertadera.

El Sol. Observació 2 de 7

L’origen d’aquest desfasament entre l’hora solar i l’hora solar mitjana està originatper dues causes: La primera és que el pla de l’Equador de la Terra està inclinat respecteal pla de la seua òrbita al voltant del Sol (obliqüitat de l’eclíptica). La segona és quel’òrbita de la Terra al voltant del Sol és una el·lipsi i no una circumferència.

L’Equació del Temps deguda a l’Obliqüitat:

L’angle entre el pla de l’Equador i el de l’òrbita de la Terra al voltant del Sol ésanomenat angle d’obliqüitat (entre 21,55º i 24,18º).

Si assumim que l’òrbita de la Terra és circular, llavors el moviment aparent del Solal llarg del gran cercle, és a dir, l’Eclíptica, serà regular, cobrint angles iguals en tempsiguals. Mesurarem el temps aparent, però, com una projecció d’aquest moviment sobrel’Equador celeste.

Aquesta projecció arribarà a un màxim on les tangents als grans cercles del’Equador i l’Eclíptica estiguen paral·leles (solsticis d’estiu i hivern, prop del 21 de juny i22 de desembre) i arribarà a un mínim on les tangents dels grans cercles assolisquen elseu angle major (equinoccis, prop del 21 de març i 23 de setembre).

El Sol estarà en el meridià al migdia en ambdós solsticis i equinoccis i, per tant,l’equació del temps deguda a l’obliqüitat serà zero en aquests moments. Entre elssolsticis i els equinoccis el Sol es retardarà respecte a l’hora del rellotge, amb mínimsprop del 5 de febrer i del 5 d’agost. Entre els equinoccis i els solsticis el Sol s’adelantaràals relllotges, amb màxims prop del 5 de maig i del 5 de novembre.

L’Equació del Temps deguda al Moviment Desigual:

L’òrbita de la Terra al voltant del Sol és una el·lipse. La distància entre la Terra i elSol arriba al seu mínim (perigeu) el 3 de gener i és màxima (apogeu) el 6 de juliol. Lalongitud aparent del Sol canvia més ràpidament quan la terra està més prop del Sol. ElSol estarà en el meridià al migdia d’aquestes dues dates i, per tant, l’equació del Tempsdeguda al moviment desigual serà llavors zero. Entre l’apogeu i el perigeu, el Sols’avançarà respecte a l’hora dels rellotges, amb màxim prop del 30 de setembre.

El Sol. Observació 3 de 7

L’inconvenient de l’hora solar mitjana és que el dia comença just quan el sol està enla part més alta del cel. Això crea inconvenients pel que es defineix l’hora civil com l’horamitjana més 12 hores, amb la qual cosa el canvi de data és a mitjanit com estemacostumats.

Tant l’hora solar mitjana com l’hora civil segueixen sent locals, pel que varien d’unaciutat a una altra. Aquest és el principal inconvenient que presenten per al seu ús.

Per uniformitzar els rellotges es triaren uns meridians i es determinaren un fusoshoraris; així cada país marca la seua hora legal com l’hora civil del meridià centrà en elfus horari.

Per motius econòmics generalment, els països solen afegir una hora, i en ocasionsdues, a l’hora legal, i a aquest horari se l’anomena hora oficial, que és la que marquenels nostres rellotges.

El temps universal és l’hora civil del meridià de Greenwich i és la que s’usa enastronomia per uniformar totes les observacions. Presenta l’avantatge que per realitzarestudis de dades aportades per molts observadors no calen les correccions horàries ifacilita així el càlcul de posicions o efemèrides.

Observació.

Per a l’afeccionat, el Sol és un subjecte interessant, fins i tot quan és impossiblerealitzar contribucions de valor científic fora de l’esfera professional. L’observaciócontínua i l’ús d’instruments molt avançats sobre tot l’espectre visible per part delsprofessionals impossibiliten que l’afeccionat realitze una aportació significativa alconeixement de l’astre del dia. Inclús així, amb un senzill refractor de 60 mm, l’observaciódel Sol no deixa de ser agradable i instructiva.

És molt important prendre precaucions: observar el Sol sense prendre precaucionspot danyar seriosament la vista, especialment si emprem algun instrument òptic. Elsfiltres que s’enrosquen a l’ocular solen esquerdar-se amb el temps o amb exposicionsrelativament curtes (algunes als pocs minuts). Els filtres que s’avantposen a l’objectiu sónrelativament cars i difícils d’aconseguir. L’opció que presenta menys riscos és la

El Sol. Observació 4 de 7

projecció, encara que perdrem la possibilitat d’observar alguns detalls.

Les taques.

Els detalls més notables i més fàcils de seguir són les famoses taques, que avegades formen frups tan grans que resulten distingibles a simple vista. Amb freqüència,al voltant dels mínims (èpoques en que l’activitat solar és menor), les taques són en canvitan petites que poden confondre’s amb els porus o resulten impossibles de distingir.

Les taques i els grups que formen permeten establir el grau d’activitat solar en unmoment donar. Amb aquesta finalitat s’aplica l’anomenat número de Wolf, que indical’activitat diària del Sol. La fórmula que permet expressar-la és:

R = k (10G + F),

on R és el número de Wolf, k és el factor instrumental, G és el nombre de grups detaques i F, el nombre total de taques individuals visibles.

Convencionalment, k és 1 per al refractor Fraunhofer de 8 cm d’apertura i 110 cmde distància focal utilitzat durant més d’un segle per a l’estudi del Sol a l’observatori deZuric. Amb un instrument que revela menys taques, k val més d’1; a la invers, k és menord’1 per a un instrument més potent que revela més taques. El valor exacte de k per acada telescopi sols pot establir-se després d’una llarga sèrie d’observacions, però en

El Sol. Observació 5 de 7

línies generals es pot afirmar que k val 1,5 per a un 4 cm; 0,9 para un 10 cm; 0,7 para un16 cm i 0,6 para un 20 cm.

L’estudi de les taques, encara que siga de pocs dies, mostra fàcilment la rotació delSol, que vista des de la Terra sembla completar-se en 27 dies. Les taques solars esdesplacen d’Est a Oest (de dreta a esquerra, en la imatge invertida del telescopi) irecorren 13,3º al dia. A causa de la inclinació de l’Equador solar sobre l’eclíptica,normalment no semblen moure’s en línia recta a través del disc solar, sinó descrivint unael·lipsi. Sols quan la Terra travessa el pla de l’Equador solar semblen desplaçar-se enlinia recta. En altres períodes de l’any, l’eix de rotació del Sol sembla inclinat respecte al’eclíptica entre +7,3º i -7,3º; això, segons la convenció, significa que en el primer cas elPol Nord solar està orientat cap a la Terra, i en el segon, el Pol Sud solar.

Per dibuixar les taques en laseua justa posició sobre el disc, elmètode més convenient és el de laprojecció de la imatge sobre unapantalla, retirant el filtre solar ienfocant sobre un fons clar. Eldiàmetre de la imatge del disc ha demesurar entre una i dues vegadesl’apertura de l’objectiu. Uns 10 o12 cm poden considerar-se un bonvalor per a un refractor de 7,5 cm. Elsistema de la projecció és molt eficaçper a indicar la posició de les taques iles fàcules, però no resulta adequatper apreciar els detalls més fins, perla qual cosa allò més recomanable és la visió directa a través d’un filtre.

Per fotografiar el disc solar, amb detalls del tipus de les taques, cal disposar d’unteleobjectiu d’almenys 300 mm, preferiblement acoblat a un duplicador de distància focal.Aquestes dades s’han d’interpretar com a purament indicatius; de fet, depèn molt de laqualitat del teleobjectiu i pot passar que un 200 mm excel·lent oferisca millors prestacionsque un 300 mm mediocre. Un 300mm amb duplicador produeix en el negatiu un discsolar de 5 mm de diàmetre, que al laboratori es pot ampliar 10 vegades, fins als 5 cm.Amb aquest equip convé recórrer a una exposició de 1/500 s, si s’usa a mà llibre, omillor, d’1/1000. El diafragma s’ha de tancar almenys dos punts respecte a l’aperturamàxima, per a una millor definició de la imatge. La pel·lícula usada ha de ser sempre degra molt fi.

Amb teleobjectius de 800-1000 mm, els resultats tenen poc a envejar als obtingutsamb telescopis d’afeccionat; amb un trípode sòlid i un duplicador de focal s’aconsegueixuna imatge d’entre 15 i 18 mm al negatiu, amb detalls de les taques en el negatiu, ambdetalls de les taques i de les fàcules.

Millor el refractor

Quant als telescopis, cal indicar que els més indicats per a les fotografies solars sónels refractors de petita relació d’apertura, com els 80 mm a f/15. Tanmateix, els reflectorsserveixen perfectament bé si estan diafragmats excèntricament (com els teleobjectiusd’espill), ja que així no presenten cap obstrucció en el feix de llum. En el cas dels

El Sol. Observació 6 de 7

sistemes tancats, como els Maksutov o els Schmidt-Cassegrain, les prestacions millorenper la seua menor sensibilitzar a l’ambient extern en comparació amb els reflectorsoberts, como los Newton.

Els millors filtres que es posen utilitzar amb el telescopi són els que s’avantposen al’objectiu, perquè no es reescalfen i són completament segurs, Qui vulga mantindre baixel pressupost, pot usar un filtre de mylar, una pel·lícula molt fina que ofereix prestacionsigualment bones per als telescopis menuts.

En canvi són desaconsellables, per ser perillosos per a la vista, els filtres xicotetsque s’enrosquen a l’ocular, ja que es reescalfen i poden esquerdar-se.

Per una altra part, aquests últims filtres requereixen la presència de l’ocular, cosaque impedeix usar el telescopi com a teleobjectiu normal de gran distància focal.

Amb instruments normals resulta impossible enregistrar altres detalls, apart de lestaques, las fàcules i las fulguracions particularment intenses. Però actualment també elsafeccionats poden adquirir un filtre especial, que permet fotografiar las protuberànciessolars i altres fenòmens relacionats amb l’activitat del Sol, inclús sense esperar alseclipsis. Tanmateix, el preu d’aquests filtres és molt elevat, quasi el mateix que el d’untelescopi reflector de 15 cm.

El Sol. Observació 7 de 7 Tra

duc

ció

d’A

nton

i Du

ald

e, 2

013