Documento de Referencia
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ACTIVIDAD EDUCATIVA - Documento de Referencia. Medición de los cambios atmosféricos locales durante el eclipse solar (Eclipse Total de Sol 2012) Autores: ○ Sr. Miguel Ángel Pío Jiménez. Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias. ○ Dr. Miquel Serra-Ricart. Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias. ○ Sr. Juan Carlos Casado. Astrofotógrafo tierrayestrellas.com, Barcelona. ○ Dr. Lorraine Hanlon. Astronomer University College Dublin, Irland. ○ Dr. Luciano Nicastro. Astronomer Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna. ○ Dr. Davide Ricci. Astrónoma del Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna. Colaboradores: ○ Dr. Eliana Palazzi. Astrónoma del Istituto Nazionale di Astrofisica, IASF Bologna. ○ Sra. Emer O Boyle. University College Dublin, Irland. 1. Objetivos de la Actividad Mediante esta actividad aprenderemos a encontrar cambios atmosféricos, sobre todo cambios en la temperatura, debidos a la disminución de la radiación solar producida por la ocultación de la fotosfera del Sol por La Luna. Para ello, se utilizarán una estación meteorológica situada en lugar fijo en Australia. Los objetivos que se pretenden alcanzar son los siguientes: ○ Aplicar una metodología para el cálculo de un parámetro físico (Temperatura ambiental, y Radiación) a partir de una estación meteorológica, como técnica de aplicaciones pedagógicas, documentales e investigadoras. Aplicar conocimientos de Matemáticas (Álgebra) y Física (Termodinámica) básicas. ○ Conocer y aplicar técnicas de análisis estadístico básico (cálculod de errores). ○ Trabajar cooperativamente en equipo, valorando las aportaciones individuales y manifestando actitudes democráticas. 2. Instrumentación Para ésta actividad se utilizará una estación meteorológica que tiene sensores de temperatura y de la intensidad de la radiación solar. Los estudiantes tendrán acceso a los datos en tiempo real o desde una base de datos donde se guardarán los valores de ésta estación, accesibles en un momento posterior. Una herramienta web estará disponible para permitir a los estudiantes realizar la actividad. 1 3. Fenómeno 3.1 ¿Qué es un eclipse? Un eclipse es el oscurecimiento temporal de un cuerpo celeste causado por la interposición de otro cuerpo entre el primero y la fuente de luz. De aquí en adelante consideraremos los eclipses que ocurren en el sistema Sol-Tierra-Luna, donde el término eclipse se aplica a dos fenómenos muy diferentes. 1. Un eclipse solar ocurre cuando la Luna pasa frente al Sol y la Tierra y, total o parcialmente, bloquea la luz del sol. Esto sólo puede ocurrir en Luna Nueva (con la Luna entre el Sol y la Tierra) y si el Sol y la Luna están perfectamente alineados según la línea de visión desde la Tierra. En un eclipse total, el disco del Sol está completamente oculto por la Luna. En eclipses parciales y anulares sólo una parte del Sol se oscurece. 2. Un eclipse lunar ocurre cuando la Luna pasa directamente por la sombra de la Tierra. Esto sólo puede ocurrir cuando el Sol, la Tierra y la Luna se alinean exactamente, o muy cerca, con la Tierra en el centro de los tres. Por lo tanto, un eclipse lunar sólo puede ocurrir una noche de luna llena. 3.2 Importancia histórica de los eclipses Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a. C. en China o en el 332 a.C. en Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre del año 2137 a. C., y al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hsi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo. La era moderna de observación de los eclipses, se puede decir que comenzó en 1715, con el primer método de predicción en forma de un mapa terrestre donde se dibujó un camino donde se vería el eclipse total, realizado por Edmond Halley. El trayecto de observación abarcaba unas decenas de kilómetros desde las predicciones, y en la revisión se dibujó el paso actual con las predicciones para el eclipse en Europa de 1724. Fue muy importante para la historia el estudio de los eclipses solares, sobre todo porque era un momento genial para estudiar las capas más altas de la atmósfera solar, sobre todo la llamada cromosfera, la cual era perfectamente visible durante los eclipses y no lo era tanto fuera de ellos. Pero fue sobre todo a partir de mediados del siglo diecinueve, con el desarrollo de los espectrógrafos, cuando la observación del Sol y claro está de fenómenos como los eclipses, pasó a tener una relevancia considerable. Aunque también hubo otro invento, hoy en día muy común y reconocible, que vio sus primeras luces a principios del siglo diecinueve y cuyo perfeccionamiento se llevó a cabo fundamentalmente a mediados de ese siglo, y fue el de la fotografía. Así, la posibilidad de realizar fotografías y de tomar espectros en expediciones, propició la realización de éstas para la observación, fundamentalmente de los eclipses solares pues, en esas épocas no existía aún ninguna teoría sobre el Sol ni su composición ni física, y la Astrofísica de la época se centraba fundamentalmente en la Astrometría. Aún así, durante el eclipse total que se produjo en 1868 y que fue observable desde la India, P. J. C. Janssen observó el espectro de la cromosfera solar, y se 2 percató de una línea de emisión muy brillante muy cercana en longitud de onda al conocido doblete D del sódio. Como la línea era muy brillante, el profetizó que esa línea debería verse incluso aunque no fuera un eclipse, y fue N. Lockyer (fundador de la famosa revista Nature) en Inglaterra, quien midió en detalle la posición de dicha línea y se observó que no tenía nada que ver con las líneas D del sódio y que sólo era observable en el espectro del Sol, así que dijo que provenía del “helium” (del nombre del rey Sol en griego, Helios). No fue hasta 1895 que el helio pudo aislarse en la Tierra. Y después del Helio también hubieron otros descubrimientos, por ejemplo, unas líneas también muy brillantes que al principio llamaron “coronium” por provenir de la corona, pero que no tenían, al igual que el helio en su momento, ninguna explicación factible y que sólo pudieron descifrarse mucho más adelante, en 1939 y en adelante, que indicaba que eran líneas debidas a transiciones energéticas entre diferentes niveles del hierro o del nikel, transiciones que necesitaban una gran cantidad de energía para poderse llevar a cabo, lo que nos venía a decir uno de los grandes enigmas del Sol que aún hoy sigue sin resolverse, y era que las capas más altas del Sol se encuentran a temperaturas muy por encima (de orden de millones de grados) de la temperatura a la que se encuentra la capa visible a simple vista, llamada fotosfera y que está a unos 5800 grados kelvin. 3.3 Condiciones para que se produzcan eclipses Sabemos que las órbitas de la Tierra y la Luna no son coplanares, así que la mayoría de las veces la Luna se encuentra por encima o por debajo del plano de la eclíptica (es decir, el plano definido por la órbita de la Tierra alrededor del Sol). Para que se produzca un eclipse, la Luna tiene que estar en el plano de la eclíptica, o muy cerca de él, y la Luna en fase de Nueva (eclipse solar) o Luna Llena (eclipse lunar). Figura 1: El plano de la eclíptica y la órbita de la Luna. La "zona crítica" indica una franja en la que un eclipse puede ocurrir. (Diagrama de Starryearth.com). La "línea del nodo lunar" se refiere a la línea que une el centro de la Tierra hasta el punto de la órbita de la Luna que cruza el plano de la eclíptica. Las condiciones en que los eclipses solares pueden ocurrir, pasan dos o tres veces al año cada 173,31 días - en las denominadas estaciones de eclipses. El año eclipse es el tiempo entre dos alineaciones del Sol, la Luna y la Tierra y es de 346,62 días. Durante este tiempo, ocurren dos 3 estaciones de eclipses. Las líneas orbitales nodales de la Luna no tiene una orientación fija, pero giran en alrededor de 20° por año, dando una vuelta completa en 18,6 años. Esto significa que las fechas en que se producen los eclipses cambian cada año. Por ejemplo, los eclipses de 2001 fueron en los meses de enero y febrero, junio y julio, y en diciembre, los eclipses de 2003 se produjeron en mayo y noviembre y los de 2006, en marzo y septiembre. El movimiento de los nodos orbitales significa que los eclipses se producen a lo largo de la eclíptica. Figura 2: Diagrama de las zonas de umbra y penumbra en un eclipse. 3.4 Cantidad de eclipses al año La cantidad mínima es cuatro (incluidos los eclipses de Luna por la penumbra), dos eclipses de Sol y dos eclipses de Luna. Por ejemplo en 1999, 2003, 2005, etc. (Figura 3). Esta cantidad puede bajar a dos en los calendarios corrientes, que no suelen indicar los eclipses lunares penumbrales. En este caso, los dos eclipses serían importantes eclipses de Sol, totales o anulares, uno en cada estación de eclipses. 4 Figura 3: Eclipses de Sol y de Luna entre 1990 y 2012. (Gráfico I.M.C.C.E). A menudo sucede que, cuando en una misma estación de eclipses, se comienza por un importante eclipse solar, va seguido por un eclipse lunar débil. La cantidad máxima de eclipses en un año civil puede alcanzar a siete. Puede ocurrir que ambas estaciones de eclipses contengan cada una tres eclipses. Pero también, al ser más corto el año de eclipses que el año civil, puede tener lugar una tercera estación de eclipses, como ocurrió en 2000 y 2001, y sucedió también en 2009, 2010 y 2011, aunque las estaciones de eclipses no fueron 5 completas y como máximo se vieron seis eclipses. El máximo número de eclipses posibles al año, siete, ya es una circunstancia que ocurre muy raramente. Esto solo puede ocurrir en estas combinaciones: ● ● ● ● 5 eclipses de Sol y 2 eclipses de Luna 5 eclipses de Luna y 2 eclipses de Sol 4 eclipse de Sol y 3 eclipses de Luna 4 eclipses de Luna y 3 eclipses de Sol En cualquier caso los eclipses solares serán parciales, poco importantes. El año más próximo con 7 eclipses fue 1982, aún más remarcable por el hecho de que los tres eclipses lunares fueron totales. Esta situación no volverá repetirse hasta el año 2485. 3.5 Ciclos de eclipses Las estaciones de eclipses se repiten año tras año, pero la época de cada eclipse en sucesivas estaciones no sigue una pauta regular. El mes lunar, desde Luna Nueva a Luna Nueva (29,53 días) se denomina sinódico. Un año de eclipses (346,62 días) no contiene un número entero de meses sinódicos (entre once y doce). Si se busca un periodo más largo, que sea aproximadamente múltiplo exacto de ambos ciclos, es decir, lo que en matemáticas se conoce por mínimo común múltiplo, dispondremos de un nuevo ciclo capaz de proporcionarnos predicciones de eclipses. Este es el llamado ciclo de Saros, al parecer conocido por los astrónomos caldeos en la antigüedad. El Saros comprende exactamente 223 meses sinódicos. Este periodo es de 18 años y 11 días (18 años y 10 días si se incluye el 29 de Febrero). El Saros prácticamente coincide con 19 años de eclipses. Es decir, que : 223 meses sinódicos (29,5306 días c/u) = 6.585,32 días 19 años de eclipses (346,6200 días c/u) = 6.585,78 días Esta resonancia entre ambos ciclos produce una repetición de eclipses en poco tiempo, hablando en términos astronómicos. El Saros presenta una fracción de día incluida en su periodo (6.585,32 días). Cuando el ciclo se repite, la Tierra ha rotado hasta una posición correspondiente a esta porción del día. El eclipse se verá en una zona de la Tierra al oeste del precedente, distante un tercio del perímetro del globo terrestre. Después de tres ciclos Saros, un eclipse solar acontece en una zona próxima en longitud terrestre a la que tuvo lugar 54 años antes. Sin embargo, el eclipse habrá experimentado una ligera deriva en latitud hacia uno de los polos. Cada eclipse de una misma “familia” o serie de Saros sigue el mismo sentido de deriva hacia el polo en cuestión (norte o sur). Para ilustrarlo, podemos ver la figura 9, donde se muestran los eclipses totales de Sol de 1925, 1943, 1961,1997, 2015 y 2033, todos miembros de la misma serie de Saros 120. La serie comenzó con un eclipse parcial en el polo sur en el año 915 de nuestra era, para ir trasladándose gradualmente en cada evento hacia al norte, como se puede ver en la misma figura, ocupando los más antiguos latitudes menores. Este desplazamiento en latitud ocurre 6 porque la Luna Nueva en cada Saros sucesivo se mueve un poco respecto del nodo. El medio día de diferencia entre 19 años de eclipses y el Saros (6.585,78 − 6.585,32 = 0,46 días) ocasiona este cambio. En el ejemplo de la Figura 4, la serie de Saros finalizará con un eclipse parcial en el polo norte en el año 2195. Figura 4: Bandas de totalidad de eclipses de Sol de la misma serie de Saros 120. (F. Espenak, NASA RP 1178, adaptado por J.C. Casado) El ciclo de Saros opera análogamente para los eclipses lunares. En cada eclipse lunar la posición de nuestro satélite se desplaza con respecto al anterior hacia el norte o el sur en relación al centro de la sombra terrestre. Una serie de Saros se desarrolla durante más de 1.200 años, produciendo unos 80 eclipses de Sol y otros tanto de Luna de todos los tipos. En el interior de un Saros se pueden observar series cortas de eclipses de Sol y de Luna. Comprenden ocho o nueve eclipses consecutivos, repartidos en ocho estaciones de eclipses. El tipo de estos eclipses aumenta en importancia hasta el cuarto o quinto de la serie, para luego disminuir. Asimismo se puede constatar series largas de eclipses estudiando, no la evolución de los eclipses en un mismo Saros, sino la evolución de eclipses homólogos de uno a otro Saros, es decir, los que tienen lugar en una misma lunación (numerada de 1 a n en Saros sucesivos). Se 7 observa que en un periodo de 72 Saros (alrededor de 1.300 años), un eclipse de Sol evoluciona de la manera siguiente: una docena de eclipses parciales de importancia creciente, después 48 eclipses totales o anulares, seguidos de 12 eclipses parciales de importancia decreciente. La numeración de las series largas o series de Saros, fue establecida por el astrónomo holandés G. Van den Bergh en 1955 a partir de 8.000 eclipses del canon de Oppolzer. La Figura 3, ya mencionada anteriormente, representa eclipses durante 23 años, de 1990 a 2012. Se puede observar, por ejemplo, un Saros que va desde Junio de 1993 a Junio de 2011. Este Saros contiene 81 eclipses, 40 de Sol y 41 de Luna. De los 40 eclipses de Sol, 15 son parciales y 25 centrales (12 anulares, 12 totales y uno mixto). Esta figura muestra numerosas propiedades vistas sobre los eclipses: ● Las estaciones de eclipses (correlación entre eclipses y pasos por los nodos) ● El hecho de que haya al menos un eclipse de Luna y un eclipse de Sol en cada estación de eclipses. ● Las series cortas de eclipses de Luna y de Sol (en rojo para la Luna, y en azul para Sol). ● El número mínimo de eclipse al año. ● Cuando hay tres eclipses, el eclipse central es máximo (muy importante) y los eclipses del extremo son débiles. ● Los cuatro eclipse del año 2011 son homólogos de los eclipses de 1993 y los cuatro eclipses de 2012 son homólogos de los de 1994. 3.6 Canon de eclipses Las listas de eclipses de Luna y de Sol se publican en obras llamadas canon de eclipses. El más conocido es el de Theodor Ritter von Oppolzer. Su primera edición, el “Canon der Finsternisse” (“Canon de eclipses”, en alemán) fue publicado en 1887 en el volumen 52 de las Memorias de Matemáticas y Ciencias Naturales de la Academia Imperial de Viena. Esta obra monumental, corregida, fue reeditada por la editorial americana Dover, aunque actualmente está totalmente agotada. En el canon se encuentran 8.000 eclipses de Sol entre −1207 y 2161 y 5.200 eclipses de Luna entre −1206 y 2132. El canon contiene las cantidades geométricas y trigonométricas necesarias, los denominados elementos del eclipse, para calcular todas las circunstancias de cada eclipse en cada lugar de la Tierra. Además también figuran mapas de eclipses solares (Figura 5). Este canon, sin embargo, no contempla los eclipses penumbrales de Luna –poco importantes- y adolece de ciertos errores en eclipses de la antigüedad, debido a que en la época en que fue redactado no era bien conocida la dinámica del sistema Tierra-Luna. 8 Figura 5: Un mapa del Canon de Oppolzer, que muestra la línea central de los eclipses solares entre el 19 de Mayo de 1985 y el 7 de Febrero del 2008. Los eclipses totales aparecen como líneas continuas y los anulares, como líneas de trazos. Nótese que algunas líneas de centralidad pueden mostrar discrepancias con mapas modernos. Esto es debido a que el trazado de dichas líneas se realizó calculando solo tres puntos que se unieron con un arco circular. Para un cálculo exacto el propio Oppolzer recomendó utilizar tablas numéricas del Canon. Más recientemente Jean Meeus y Hermann Mucke (1979 y 1983, Astronomisches Büro, Viena), han publicado un canon de eclipses de Sol utilizando ordenadores, que contiene todos los eclipses entre −2003 y +2526 y otro canon de eclipses lunares entre –2002 y +2526. Los últimos cánones aparecidos se deben al astrofísico de la NASA Fred Espenak, y tratan todos los eclipses solares y lunares desde el año 1901 al 2100, concediendo especial relevancia, con mapas y datos detallados, a los eclipses comprendidos entre 1986 y 2035. Estos cánones están disponibles en su sitio web (véase bibliografía e información), así como varios catálogos de eclipses, destacando los de eclipses solares de –1999 a +4000 y de eclipses lunares de –1999 a +3000. 9 3.7 Tipos de Eclipse 1) Parciales: En este tipo de eclipse la umbra no llega a tocar ningún lugar de la superficie terrestre. Estos eclipses se producen siempre en altas latitudes (norte o sur) y corresponden a los primeros o últimos eventos de un ciclo de Saros (Figura 6). Figura 6: Esquema de un eclipse parcial de Sol. 2) No centrales: La umbra alcanza la Tierra, dando lugar a un eclipse solar que puede ser como veremos- anular, total o mixto, pero el eje del cono umbral no toca la Tierra, perdiéndose en el espacio. Este tipo de eclipses afecta siempre a regiones polares. Obviamente un eclipse parcial es, asimismo, no central, pero la expresión se reserva para los eclipses totales y anulares. 3) Centrales: El eje del cono de umbra lunar intersecciona con la Tierra. En ocasiones excepcionales puede ocurrir que el eclipse sea central, pero que no tenga límite norte o sur, debido a proyectarse la umbra sobre zonas polares, junto al limbo terrestre. Las condiciones de los eclipses centrales se complican por el hecho de que la eclíptica, como hemos visto, es una elipse. Como resultado, el diámetro aparente solar varía desde 31’ 28” en el afelio a 32’ 32” en el perihelio. Este variación del 3% es inobservable a simple vista, pero tiene consecuencias para los eclipses. Más influyente aún es el hecho de que la órbita lunar en torno a la Tierra también sea elíptica. La variación del apogeo al perigeo alcanza el 12 %, causando una oscilación en el diámetro lunar aparente desde 29’ 24” a 33’ 32”. Como se desprende de estas consideraciones, las alteraciones en los diámetros aparentes del Sol y la Luna son los causantes del tipo de los eclipses centrales: anulares, totales o mixtos. Cuando la Luna se halla en el apogeo y la Tierra está en el perihelio, la umbra se queda a 39.400 km del centro de la Tierra. En este caso, el diámetro aparente lunar es un 10 % ó 3’ menor que el solar . Por el contrario, si la Luna se sitúa en el perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra se extiende 23.500 km más allá del geocentro, excediendo el diámetro aparente lunar en un 7 % ó 2’ al 10 del Sol. Estas distancias representan los límites extremos de ambas situaciones (Figura 7). Figura 7: Posiciones extremas de la umbra lunar en relación a la Tierra. En el primer caso que acabamos de ver anteriormente, la prolongación de la umbra genera una umbra negativa o anti-umbra (Figura 8). Desde ella, la imagen de nuestro satélite aparece menor que la del Sol, mostrándose silueteada sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse anular- toma el nombre del anillo de luz solar que rodea a la Luna en la fase central del fenómeno. Figura 8: Esquema de un eclipse central anular (gráfico basado en el libro “Eclipse”, de B. Brewer). Cuando la situación es inversa a la expuesta anteriormente, es decir, la Luna está en el perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra, originando un eclipse total de Sol. Los conos de sombra proyectados por la Luna (umbra y penumbra) producen, a causa de los movimientos de traslación lunar y la rotación de nuestra planeta, un barrido sobre la superficie de la Tierra, que determina las regiones desde las que se verá el fenómeno (Figura 9). Si nos ceñimos a la umbra, se producirá un largo y estrecho pasillo denominado banda de totalidad, desde el cual el fenómeno se contemplará como total. La longitud típica de esta senda de oscuridad es de unos 14.000 km., con una anchura máxima de 273 km, lo que representa menos del 0.5% de la superficie terrestre. Al igual que en los eclipses anulares, a ambos lados de la trayectoria de totalidad, se 11 encuentra una amplia extensión penumbral, de miles de kilómetros de amplitud, desde la que se percibe el evento como parcial, más leve cuanto más alejado se encuentre el observador de la senda umbral. Figura 9: Esquema de un eclipse central total de Sol. Un tercer tipo de eclipse central puede darse al producirse en un mismo fenómeno una transición entre el anular y total. Este eclipse se denomina mixto, híbrido, o anular-total. Tiene lugar cuando la punta de la umbra coincide con algún lugar de la Tierra. En este caso, debido a la curvatura del globo terrestre, la umbra alcanza parte de la superficie de nuestro planeta y, en otro intervalo de su trayectoria, la umbra “cae corta”, originándose una anti-umbra y su consecuente eclipse anular. La banda de anularidad-totalidad usualmente (aunque no siempre) comienza y termina como eclipse anular, cambiando a total en el trayecto central del recorrido. Estos eclipses constituyen tan sólo el 4 % de los solares. 12 Figura 10: Diagrama de los tipos de Eclipses en función de la posición de la luna con respecto a la Tierra. Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en, o próxima, a uno de sus nodos, y tener el mismo tamaño celeste que el Sol. Cada año suceden sin falta dos eclipses de Sol, cerca de los nodos de la órbita lunar, si bien pueden suceder cuatro e incluso cinco eclipses. Suceden cinco eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos. Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar. 3.8 Cómo se ven Eclipse parcial: En todo eclipse parcial su desarrollo presenta dos contactos (Figura 11). El primer contacto es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, que marca el inicio del fenómeno. Tras el avance paulatino de la Luna, se llega al medio o máximo del evento, momento en el que se cubre una mayor fracción del disco solar, alcanzándose la mayor magnitud. La magnitud de un eclipse es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna. Se trata de un valor que representa la proporción ambos diámetros, por lo que no debe confundirse con el oscurecimiento, que mide la superficie solar tapada por la Luna (Figura 12). La magnitud puede expresarse tanto en 13 porcentaje como en fracción decimal (60 % ó 0,60). A partir de este momento, la Luna comienza a retirarse hasta llegar al último contacto y fin del eclipse (Figura 13). Figura 11: Fases de un eclipse parcial de Sol (o de un eclipse total o anular visto como parcial). MUY IMPORTANTE: En un eclipse parcial el Sol sigue muy brillante, por lo que es necesario el uso de medios adecuados para su observación segura, que serán los mismos que los de una observación solar habitual. Figura 12: Magnitud y oscurecimiento de un eclipse solar. La magnitud expresa fracción del diámetro ocultado en tanto que el grado de oscuridad u oscurecimiento representa el área eclipsada. 14 Eclipse anular: Aún cuando la magnitud de este eclipse es alta y perfectamente perceptible un decrecimiento de la iluminación ambiental, la luz residual del disco solar es suficiente para seguir impidiendo la visión de la corona solar, y hacer necesario TODOS LOS MEDIOS DE OBSERVACIÓN SEGUROS COMO SI TRATARA DE UN ECLIPSE PARCIAL. Figura 13: Secuencia del eclipse total de Sol del 1 de Agosto de 2008 sobre el mar Ob en Novosibirsk, Rusia. (Foto J.C. Casado / starryearth.com). Un observador situado en la zona de anularidad experimenta cuatro contactos o instantes de tangencia entre los discos solar y lunar. El evento tendrá una primera parte o fase en la que se producirá en primer término, el primer contacto, o instante en que se “tocan” por primera vez ambos discos. Poco a poco, en un proceso que dura aproximadamente una hora y media, el disco solar se va ocultando hasta producirse el segundo contacto, cuando el disco lunar “entra” completamente en la superficie solar. Entonces se inicia la fase central o de anularidad, culminando 15 con el medio del fenómeno. Esta fase, como máximo, puede alcanzar unos 12 minutos y medio de duración. Transcurrida ésta, los eventos suceden de forma análoga, pero en orden invertido a la fase precedente (fase siguiente), con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto o finalización del eclipse (Figura 14). Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la penumbra, ve el fenómeno como parcial. Figura 14: Fases de un eclipse anular. Eclipse total: De manera análoga a los eclipses anulares, los totales constan de cuatro contactos. El primer contacto y la fase precedente son parecidos al de un eclipse anular. Pero antes de llegar al segundo contacto, la iluminación ambiental comienza a precipitarse espectacularmente. Los parámetros atmosféricos, tales como la temperatura o la humedad relativa se ven alterados (tal como se constata, por ejemplo, en estudios llevados a cabo por Marcos Peñaloza, Universidad de Essex y el Dr. Edward Hanna, Instituto de Estudios Marinos de Plymouth). Figura 15: Anillo de diamantes en el eclipse total de Sol del 29 de marzo de 2006, fotografiado en las cercanías de Al Jaghbub en el desierto de Libia. (Foto J.C. Casado / starryearth.com). Figura 16: Composición de imágenes que muestra los contactos 2º y 3º (perlas de Baily), protuberancias y corona interna en eclipse solar del 22 de julio de 2009 en las cercanías de la ciudad de Chongqing, China. (Foto J.C. Casado / starryearth.com). 16 Si el observador se encuentra situado en un lugar elevado, con una buena visibilidad del paisaje lejano, puede divisar perfectamente a la propia umbra lunar aproximándose por el horizonte oeste a velocidad supersónica. En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamantes (Figura 15), un fulgor que, por efecto de la irradiación, tiene lugar en el punto donde se oculta la fotosfera. Pero antes de desaparecer la última porción de la fotosfera, ésta se divide, debido a la accidentada orografía del borde del disco lunar, en unos fragmentos luminosos de fotosfera, llamados perlas de Baily (Figura 16). Entonces aparece súbitamente la corona solar, deslumbrada hasta entonces por el brillo fotosférico, un millón de veces superior (Figura 17). En los primeros segundos se muestra parte de la cromosfera como un fino arco de intenso color rojizo con brillantes protuberancias, que si no son suficientemente grandes, desaparecen rápidamente tras el avance del disco lunar (Figura 18). La corona, de intenso color blanco perlado, muestra unas estructuras que siguen la disposición del campo magnético del Sol. En el centro resalta el disco lunar, convertido en un agujero negro en el cielo. La forma y brillo de la corona depende esencialmente del instante en que se encuentre nuestra estrella en su ciclo de actividad de 11 años. En los máximos solares la corona presenta simetría radial (Figura 17 derecha) mientras que en los mínimos la corona es asimétrica mostrando prominentes plumas en el ecuador solar (Figura 17 izquierda). Figura 17: Izquierda. Imagen del eclipse total de Sol del 1 de agosto de 2008 desde el mar Ob (Novosibirsk, Rusia). Combinación digital de 67 imágenes que muestra largas extensiones de la corona, protuberancias, luz cenicienta y estrellas hasta la magnitud 10. (Fotos y procesado J.C. Casado / starryearth.com). Derecha. Imagen del eclipse total de Sol del 23 de noviembre de 2003 tomada bordo de una aeronave que sobrevolaba la Antártida. Los planetas visibles a simple vista y las estrellas más brillantes aparecen en el firmamento, creándose una “noche” artificial, aunque la iluminación es más bien como la de un crepúsculo avanzado (figura 19). Sobre el círculo completo del horizonte se muestran colores semejantes a los de una puesta de Sol, porque allí a lo lejos, el eclipse no es total. La totalidad termina pronto, tal es el efecto psicológico que produce, seguramente al estar incluida entre dos largas fases parciales. En el mejor de los casos, esto es, en el ecuador, la duración alcanza como máximo 7 minutos y medio. Para latitudes medias la totalidad puede durar 6 minutos en el mejor de los casos y tan sólo 3 minutos en las regiones polares. Estadísticamente se comprueba que la duración media de la totalidad es de unos 3 minutos. Con el tercer contacto (segundo anillo de diamantes), los acontecimientos suceden de manera análoga, pero en orden 17 inverso a la fase precedente. Figura 18: Cromosfera y protuberancias visibles en la totalidad del eclipse solar del 29 de marzo de 2006, fotografiado en las cercanías de Al Jaghbub en el desierto de Libia. Combinación de fotografías tomadas al comienzo y final de la totalidad. (Imagen J.C. Casado / starryearth.com) Figura 19: Vista panorámica que recoge la aproximación de la umbra lunar a más de 4500 km/h poco antes del segundo contacto en el eclipse del 23 noviembre de 2003 sobrevolando la Antártida. (Foto J.C. Casado / starryearth.com). 18 Los eclipses totales (y casi lo mismo podría decirse de los anulares) no son fenómenos infrecuentes como pudiera parecer, ya que, en promedio, acontecen una vez cada 18 meses. Sin embargo para un punto de la superficie terrestre -por ejemplo una ciudad- el fenómeno sucede en promedio una vez cada 375 años. Por ello es necesario realizar largos viajes para situarse en la banda de totalidad. 3.9 Mapas de eclipses Para representar y visualizar las zonas de la Tierra por las que será visible un eclipse solar se utilizan mapas terrestres que llevan superpuestas unas curvas que delimitan las áreas desde las cuales será visible el fenómeno. La interpretación de tales mapas es más sencilla de lo que parece, proporcionando además una información bastante completa sobre las circunstancias generales y locales del evento. El principal problema en la cartografía es la imposibilidad de representar intuitivamente una superficie esférica (la Tierra) en un mapa, que es un plano. Según la aplicación a que se destine se emplea un determinado tipo de proyección cartográfica. La mayoría de los mapas de eclipses solares, como los que aparecen en las Efemérides publicadas anualmente por el Observatorio Astronómico Nacional o el Real Instituto y Observatorio de la Armada en San Fernando, utilizan la proyección estereográfica, la cual permite una buena representación de las zonas eclipsadas, aunque con deformaciones hacia las zonas marginales del mapa. Como ejemplo hemos elegido el mapa (Figura 20) del eclipse total de sol del 13 de Noviembre de 2012. 19 Figura 20: Mapa global del eclipse total de Sol del 13 noviembre de 2012. 20 Las zonas en las que el eclipse resultará visible –en mayor o menor medida- son las que quedan dentro del área central coloreada. Desde el exterior, aunque se vea el Sol, el eclipse no tendrá lugar, por hallarse fuera de la zona de sombra lunar. La estrecha y larga franja central es la banda de totalidad. Desde su interior el eclipse será total. El asterisco de color rojo, situado aproximadamente en el centro de la banda de totalidad representa el punto de Máxima duración del Eclipse. Fuera de la banda de totalidad el eclipse se verá parcial, con magnitud decreciente a medida que la posición del observador se aleje más, perpendicularmente, de esta banda. Los tiempos de comienzo y final del eclipse se indican mediante líneas punteadas, a intervalos de una hora, con el horario en Tiempo Universal. Asimismo se indican, en color rojo, el Primer Contacto y Último Contacto, que señalan los lugares de la Tierra donde, respectivamente, tienen lugar el primer y último contacto con la sombra lunar. 3.10 Qué estudiar Los eclipses solares, particularmente los totales, ofrecen una oportunidad única para realizar una gran variedad de observaciones y experimentos, a pesar de la brevedad del fase central. Algunos de estos están enfocados al estudio del mismo Sol y del espacio circundante y otros, en su sentido más amplio, tienen que ver con la interrelación con nuestro planeta. Además, satélites artificiales como el SOHO, que vigilan al Sol en diversas longitudes de onda, ofrecen una referencia de comparación entre las observaciones de estaciones terrestres y las del espacio. Estos son, de una manera general, los estudios que pueden llevarse a cabo sobre los eclipses solares: El Sol como cuerpo astronómico: Estudios en la corona solar (los más abundantes), que como se ha visto en la introducción, tiene una temperatura media de 1 millón ºC, no estando aún bien conocido el mecanismo de su calentamiento. Entre estas investigaciones pueden citarse: densidad y estructuras de la corona, ondas de choque, interrelación corona-protuberancias, materia “fría” coronal (¡a 800.000 ºC!), campos magnéticos, materia neutra en la corona interna, polarización. ● Mediciones de alta precisión del diámetro solar. Los contactos de inicio y final de la fase total ofrecen unas referencias para realizar esta medida. Estos estudios pueden permitir responder a la cuestión si el tamaño del Sol varía. ● Estudio del espacio y la materia que rodea al Sol (posible anillo de polvo). ● Comprobaciones de la teoría de la relatividad general. ● Interrelación con la Tierra: Perturbaciones gravitatorias en el sistema Tierra-Luna, su estudio permite una mejora de la precisión en las Efemérides Astronómicas. ● Alteraciones meteorológicas: presión, temperatura, humedad relativa, conductividad del aire. Este es un campo donde el aficionado puede colaborar con el científico. ● Alteraciones medioambientales: efectos ópticos (cambios en el color y brillo del cielo), aparición de las bandas de sombra, estudios de la radiación solar y su relación con capas ● 21 ● ● ● atmosféricas. Efectos químicos en la atmósfera terrestre, ya que una parte de la radiación solar es absorbida por partículas (moléculas y átomos), que cambian sus características según sea día o noche. Reacciones y alteraciones en el comportamiento de la fauna y flora. Aspectos históricos: los eclipses han sido utilizados como elementos de datación para fechar hechos históricos. Aspectos etnográficos: leyendas, mitos y creencias en la cultura popular y local. 3.11 Influencia en el clima local Los eclipses solares han sido, desde siempre, unos fenómenos muy atractivos para los meteorólogos, pues es el mejor momento para estudiar la respuesta de la atmósfera en conjunto a un cambio brusco y abrupto de la radiación solar incidente. Así, existen un gran número de estudios meteorológicos que han intentado indagar en los efectos de los eclipses, realizando medidas de la temperatura del aire o de la tierra durante el transcurso del mismo, así como medidas del cambio en la humedad, la velocidad y dirección del viento, y otros parámetros importantes para el estudio de la atmósfera. Por ejemplo, los cambios de temperatura durante un eclipse solar son de gran interés porque es una variable a la que los observadores son muy sensibles. En general, la caída de temperatura, por ejemplo, empieza a ser notable cuando el Sol se encuentra parcialmente cubierto. Además, el patrón y la amplitud de la caída de temperatura es diferente para cada localización y puede variar desde menos de un grado a varios grados, dependiendo de muchos factores como son el porcentaje de sol cubierto, la latitud, la estación en la que nos encontremos y el momento del día, las condiciones sinópticas, la altura con respecto al nivel del mar en donde nos encontremos y se tomen los valores, el clima, y otros factores locales como la topografía del lugar, la vegetación presente, etc... Así, el tiempo que pasa entre que se alcanza el mínimo de temperatura y ocurre el máximo del eclipse solar, es resultado directo de la inercia térmica de la atmósfera, y de su interacción con la tierra, de una forma similar a la que ocurre cuando se produce el máximo de temperaturas durante un día despejado normal, pues el máximo de temperatura ocurre siempre unas horas después de que el Sol haya culminado (posición más alta sobre el cielo). Muchos autores hablan también de cambios en la presión atmosférica durante el transcurso del eclipse (en la bibliografía, el artículo de Jay Andersen, por ejemplo). Así algunos describen la creación de unas perturbaciones en la presión a modo de ondas, que se desplazan hacia fuera del camino que sigue la sombra de la Luna en la superficie de la Tierra (se refiere a las distintas posiciones de la superficie terrestre por donde puede ser visible el eclipse de forma total, ver figura 21). Así, estas ondas se moverían hacia fuera del trayecto como las ondas que va creando un barco en su proa en el mar cuando navega. Sin embargo, aunque muy probablemente sea un efecto producido por el enfriamiento de la atmósfera que hemos comentado anteriormente, es un fenómeno complicado de observar. 3.12 El Eclipse Total de Sol de 2012 Después de más de un año sin eclipses totales de Sol (el último tuvo lugar el 11 julio 2010) la sombra lunar vuelve a visitar la superficie terrestre el 13 de noviembre 2012. El recorrido de la sombra empieza en Australia, para pasar luego al Océano Pacífico. El máximo del eclipse se produce en pleno Océano Pacífico con una duración de 4 minutos y 2 segundos con el Sol a 68 22 grados sobre el horizontes a las 22:11 UT. Figura 21: Banda totalidad (líneas azules) del eclipse del 13 de noviembre de 2012 según datos proporcionados por NASA. El punto verde indica el lugar donde la duración del eclipse es máxima. El punto de observación de la expedición será los alrededores de la ciudad de Cairns (estado de Queensland) al noreste de Australia. La observación y retransmisión del eclipse se realizará desde tres puntos en el noroeste de Australia (estado de Queensland), en los alrededores de la ciudad de Cairns, donde el eclipse tendrá una duración media de unos 2 minutos. Los lugares serán (ver figura 22): ○ ○ ○ G3. En la costa, en los alrededores de la playa de Oak Beach. G2. En el interior. Carretera Rt-81. G1. En el interior. Pueblo de Mareeba, grupo de coordinación y realización. 23 Firgura 22: Puntos de observación del eclipse. La línea roja señala el centro de la banda de totalidad. Los puntos de observación se localizan uno en la costa y dos en el interior (puntos rojos G1, G2 y G3). La expedición y la retransmisión estará coordinada y dirigida en todo momento por el Dr. Miquel Serra-Ricart (Astrónomo del Instituto de Astrofísica de Canarias y Administrador del Observatorio del Teide). 4. Metodología 4.1 Cálculo de la respuesta térmica de la atmósfera a partir medidas atmosféricas en un eclipse total de Sol Un efecto interesante que se produce durante el transcurso de un eclipse, más notable aún durante un eclipse total, es la disminución de la temperatura ambiental debido a la disminución de la radiación solar o luminosidad ambiental (Ref. 8). Lo curioso del fenómeno es que no se produce instantáneamente cuando el sol se cubre completamente (máximo del eclipse o segundo contacto), sino que es un efecto que ocurre transcurrido un tiempo que varía entre 2 y 20 minutos. Este periodo de tiempo depende de muchos factores como son el instante del día cuando se produce el eclipse, la presencia cerca de masas de agua como un lago o el mar, la cercanía a zonas arboladas, etc... pero es un parámetro fácilmente medible. Para ello sólo hay que considerar el instante en el que se produce el mínimo de intensidad luminosa (flujo luminoso) o radiación del Sol coincidente con el máximo del Eclipse (segundo contacto) y por otro lado, el instante donde se produce el mínimo valor en la temperatura ambiente, momento que será posterior al mínimo 24 de radiación. La respuesta térmica de la atmósfera o inercia térmica atmosférica será el intervalo transcurrido entre ambos mínimos. Así, como ejercicio, tanto para el método 1 y el método 2 se propone estimar la respuesta térmica de la atmósfera, para distintos intervalos de muestreo, comprobando los resultados finales (variación de valores y errores). 4.2 Breve introducción a la teoría de errores y muestreo Medir es comparar con un patrón. Por ejemplo, si medimos la anchura del laboratorio poniendo un pie delante de otro, podemos decir que la anchura del laboratorio es 18 pies, siendo nuestro patrón un pie. Ahora bien, una medida nunca puede ser exacta, es decir, siempre cometemos un error, por lo que nuestra medida no será completa sin la estimación del error cometido. Unas veces ese error será debido a los instrumentos de medida, otras a nuestra propia percepción, etc. Toda medida lleva un error inherente. En función de la naturaleza del error podemos definir dos tipos de error: ● ● Errores sistemáticos: Son debidos a problemas en el funcionamiento de los aparatos de medida o al hecho de que al introducir el aparato de medida en el sistema, éste se altera y se modifica, por lo tanto, la magnitud que deseamos medir cambia su valor. Normalmente actúan en el mismo sentido. Errores aleatorios: Son debidos a causas no controlables que alteran aleatoriamente las medidas. Al producirse aleatoriamente las medidas se distribuyen alrededor del valor real, por lo que un tratamiento estadístico permite estimar su valor. Debido a la existencia de errores es imposible conocer el valor real de la magnitud a medir. Si somos cuidadosos podemos controlar los errores sistemáticos, en cuanto a los errores aleatorios se pueden reducir aplicando técnicas de estadística. Tomaremos como valor estimado de la medida el valor medio de las distintas medidas realizadas. Supongamos que se pretende medir la longitud L de una barra y se obtienen dos conjuntos de medidas: Grupo a : 146 cm, 146 cm, 146 cm Grupo b : 140 cm, 152 cm, 146 cm En ambos casos el valor estimado es el mismo (146 cm). Sin embargo, la precisión de las medidas no es la misma. ¿Cómo podemos diferenciar la precisión de dos medidas? Mediante el concepto de error o incertidumbre. A la hora de expresar una medida siempre se ha de indicar el valor observado junto con su error y las unidades correspondientes. Podemos decir que el valor verdadero de la medida se encuentra con una alta probabilidad en un intervalo cuyos límites son la estimación de la medida más/menos el error estimado. Medida = Valor observado ± Error (Unidad) En el ejemplo anterior y el grupo b, una vez estimado el error se escribiría: L = 146 ± 4 cm 4.2.1. Errores Aleatorios 25 Como se ha dicho, estos errores son debidos a causas que no pueden ser controladas y que alteran aleatoriamente las medidas, tanto al alza como a la baja. Son de difícil evaluación, ésta se consigue a partir de las características del sistema de medida y realizando medidas repetitivas junto con un posterior tratamiento estadístico. De esta forma, a partir de las medidas repetitivas se puede calcular la desviación típica 4.2.1.1 Desviación típica Para obtener un buen resultado de una medida, minimizando el efecto de los errores accidentales, es conveniente repetir la medida varias veces. El valor medio será el que tomaremos como resultado de la medida, ya que probablemente se acerque más al valor real. Lo mismo ocurre si teniendo una serie de datos tomados con un intervalo de medida o de muestreo determinado, queremos pues cambiar ese intervalo, para lo que agrupamos los datos en grupos iguales y tomamos como valor de la medida, el valor medio de cada grupo. El valor medio en cada grupo se calcula siguiendo la expresión: donde Xi es cada uno de los puntos que pertenece al grupo de estudio y N es el número de datos totales. Así, por ejemplo, si suponemos un conjunto de valores que representan la temperatura ambiental el valor medio vendría dado por la expresión: siendo X0 , X1 , X2 , X3 , y X4 , los valores de la temperatura para un conjunto de 5 datos. Y la desviación típica se define siguiendo entonces la siguiente expresión: La desviación típica es una estimación de los errores aleatorios de una medida y, por tanto, podemos expresar: X=Xm ± (Unidad) como vimos en el apartado anterior. 4.2.2 Representación gráfica y muestreo Por último, a la hora de representar los valores de una variable en una gráfica, dichos valores se dibujarán como puntos en función de su valor según los ejes de la gráfica, y su error se representará como una línea vertical u horizontal, en función de si el error es en el eje x o en el eje y, respectivamente, donde la longitud de la línea será el valor del error, siguiendo la escala de los ejes. 26 Cuanto mayor sea el error, mayor será el tamaño de la línea que tiene cada punto. En el siguiente gráfico se han representado los datos de radiación solar y temperatura tomados durante el eclipse anular del 2005 desde la aldea de Los Pedrones en Valencia. Figura 23: Representación de la caída en radiación solar o luminosidad y de temperatura durante el eclipse anular ocurrido el 3 de Octubre de 2005. Otro factor muy importante a tener en cuenta a la hora de representar unos datos, es decidir el muestreo que se realizará. En el caso de la figura 23, la toma de datos, y en definitiva el muestreo realizado fue un “muestreo dinámico” de modo que fue cambiando conforme avanzaba el fenómeno (al inicio datos cada 5 minutos, más tarde cada minuto, y en la zona crítica cada 20 segundos, siguiendo después en sentido inverso). Éste tipo de muestreos nos permiten realizar un ajuste mucho más fino de la zona más interesante de nuestra medida, sin perder la tendencia general de la variable cuando nos encontramos fuera de la zona crítica de medida. Por ésta razón, en la figura 23 vemos que la zona central está mucho más marcada (más densidad de puntos) que el resto de la representación. 27 Figura 24: Representación de la caída en radiación solar (o luminosidad) y de temperatura durante el eclipse anular ocurrido el 3 de Octubre de 2005. Los puntos azules indican los puntos originales de la medida de luminosidad en la zona crítica del eclipse (segundo contacto). Los puntos naranjas son los generados tras un ajuste promediando cada 5 minutos, con sus barras de error. Ahora bien, partiendo de esa misma serie de datos, vamos a realizar un cambio en el muestreo de esa misma zona igualándolo al muestreo del inicio de la toma, considerando entonces que el valor a dar a cada intervalo sea el valor de la media de todos los puntos y el error la desviación estándar (ver figura 24). En ella vemos que la tendencia de esos puntos es la misma que la que tienen los puntos azules pero, sin embargo, en ésta curva naranja denominada “Luminosidad (media)”, vemos que aparecen unas barras de error tanto en el eje x como en el eje y que son debidas a la incertidumbre que existe para cada valor, pues se obtuvo realizando un muestreo de los puntos originales. En definitiva, necesitamos siempre indicar durante una toma de medidas, no sólo los valores de la variable en cuestión sino también, sus errores. 4.3 Método 1: Toma directa. Valores de presión, radiación visible, temperatura ambiente En la portal web del proyecto (www.gloria-project.eu), se realizará la retransmisión en directo del eclipse el día 13 de Noviembre del 2011 desde Australia. Al mismo tiempo tendremos un canal donde se podrá observar, en tiempo real, una estación meteorológica situada en el punto G1 (Mareeba, Australia) de la expedición, de modo que los alumnos podrán anotar los valores de temperatura, radiación visible y presión del aire como si ellos mismos se encontraran delante de la estación meteorológica tomando los valores directamente. 28 El intervalo de medida deberá de ser periódico y será establecido por el propio estudiante, o en su defecto el educador, teniendo en cuenta que se desea tener una representación gráfica de las variaciones en los valores de cada una de las variables a medir. Se recomienda que el intervalo entre toma y toma, no exceda los 2 minutos y que se rebaje a los 5 segundos cuando se aproxime el máximo del Eclipse (segundo contacto). En la figura 23 vemos un ejemplo de los datos de radiación solar y temperatura tomados durante el eclipse anular del 2005, donde el intervalo de medida fue variable, al inicio se tomaron datos cada 5 minutos, después cada minuto y ya en la proximidad del máximo, se tomaron cada 20 segundos, repitiendo el proceso de forma inversa en la segunda parte del eclipse. Se realizó lo que se denomina, un “muestreo dinámico”. Tras la toma de medidas, se realizará una representación gráfica de los valores registrados, como puede verse en la figura 22 o 23, para cada una de las variables, con respecto al tiempo, utilizando para ello cualquier software que permita representación de datos númericos (Excel, Openoffice, Libreoffice, Origin...), de modo que se pueda observar la tendencia de cada uno de los observables. Y una vez realizada la representación, se determinará el instante de tiempo en el que se producen tanto el mínimo de temperatura como el mínimo de radiación (o luminosidad), y se estimará el valor de la “inercia térmica atmosférica”, calculando la diferencia de tiempo entre un instante y el otro. Un buen método para el cálculo exacto de los mínimos es realizar un ajuste parabólico. Será el educador quien decida si desea instruir a los alumnos en el ajuste de curvas porque es un tema no incluido en esta unidad. Tras finalizar el eclipse se pondrá a disposición de los alumnos un vídeo con la grabación completa de la estación meteorológica, por si se desea repetir la toma de datos. 4.4 Método 2: Base de datos Durante la retransmisión del evento la estación meteorológica guardará de forma periódica (un muestreo de 5 segundos aproximadamente) los valores que vaya obteniendo de cada una de las variables que comentamos anteriormente, de manera que puedan ser accesibles en cualquier momento. Los datos estarán disponibles en una base de datos accesible desde el portal web de GLORIA (www.gloria-project.eu). En la base de datos se encontrarán guardadas cada una de las variables en función del tiempo. El alumno podrá seleccionar, entonces, el intervalo de muestreo que se desee representar y el sistema realizará el cálculo del valor correspondiente y su error, representandolo en un gráfico XY. De ésta forma, el estudiante podrá seleccionar, de manera independiente, el intervalo que más le interese y podrá observar como varía la tendencia además de ver cómo varían también los errores asociados a los puntos. Podrá seleccionar muestreos diferentes para distintos instantes del eclipse, de manera que podrá definir un intervalo mayor al inicio y al final el eclipse, y hacer que justo en el momento crítico, en la proximidad del máximo, el intervalo sea menor reduciendo los errores temporales en cada punto de la curva. Una vez seleccionado el muestreo y realizada la representación gráfica correspondiente, el alumno determinará la “inercia térmica atmosférica”, siguiendo el mismo procedimiento del método anterior, calculando los instantes en que se producen los mínimos de las curvas luminosidad y temperatura, y estimando la diferencia de tiempo. 29 REFERENCIAS 1. SERRA-RICART, M. et al. Eclipses. Tras la sombra de la Luna. Shelios, 2000. Ameno y vistoso libro sin perder rigurosidad, dedicado especialmente a expediciones para observar eclipses totales de Sol. 2. GIL CHICA, F.J. Teoría de eclipses, ocultaciones y tránsitos. Universidad de Alicante, Murcia, 1996. Tratado sobre la teoría de eclipses y cuerpos ocultantes en general. Se trata de un libro que desarrolla con detalle el aspecto matemático de estos fenómenos, por lo que exige un conocimiento avanzado de las matemáticas. La bibliografía más amplia sobre el tema se encuentra en inglés: 3. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Solar Eclipses: 1986-2035. NASA Reference Publication 1178. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Canon o catálogo de referencia realizada por uno de los mejores especialistas, Fred Espenak. Contiene datos y mapas de todos los eclipses solares entre 1986 a 2035 con detalle e información general del periodo 1901-2100. 4. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Lunar Eclipses: 1986-2035. NASA Reference Publication 1216. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Canon que contiene datos y mapas de todos los eclipses lunares entre 1986 a 2035 con detalle e información general del periodo 1901-2100. 5. MEEUS, J. Elements of solar eclipses 1951-2200. Willmann-Bell, Inc, Richmond (USA). Contiene los elementos besselianos de los 570 eclipses entre 1951 y 2200, que permiten calcular las circunstancias generales y locales de los mismos. Las fórmulas, de alta de precisión, han sido desarrolladas por el Bureau des Longitudes de París. También existe una versión en datos con los elementos grabados, aunque sin rutina para su empleo, que debe ser programada. 6. GUILLERMIER, P. y KOUTCHMY, S. Total Eclipses. Springer, 1999. Ciencia, observaciones, mitos y leyendas sobre los eclipses, especialmente los totales de Sol. Un magnífico libro para quien quiera aprender más sobre los eclipses y su observación. 7. REYNOLDS, M.D. y SWEETSIR, R.A. Observe eclipses. Observe Astronomical League Publications, Washington (USA), 1995. Excelente obra de divulgación y manual de observación, cubriendo todos los aspectos que puede abarcar el aficionado. Se puede adquirir a través de la editorial que publica la revista americana Sky and Telescope, Sky Publishing Corporation. 8. JAY ANDERSON. Environment Canada. Weather, Volumen 54, edición 7,páginas 207–215, Julio 1999. Revista especializada en la publicación de artículos científicos centrados en el estudio de la atmósfera y el clima. Por último destacar las Publicaciones Técnicas de la NASA, que se publican unos dieciocho meses antes de cada eclipse anular o total. Recogen mapas, tablas, predicciones e información general y local sobre las circunstancias del eclipse en cuestión. Para mayor información dirigirse a Fred Espenak, NASA/GSFC, Code 693, Greenbelt, MD 20771 (USA) ó vía e-mail : espenak@gsfc.nasa.gov 30
