EL SISTEMA SOLAR
INTRODUCCIÓN
Sistema Solar es el sistema formado por el Sol, nueve planetas y
sus satélites, asteroides, cometas y
meteoroides, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se
especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada
unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150 millones de kilómetros.
El planeta más distante conocido es Plutón,
su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el
espacio interestelar -llamada helio pausa– se supone que se encuentra a 100 UA.
Los cometas, sin embargo, son los más lejanos del Sol; sus órbitas son muy
excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más.
El Sistema Solar es el único sistema
planetario existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas estrellas
relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitan te de un
tamaño indeterminado o acompañadas por
objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos
astrónomos creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de
algún tipo en el Universo.
EL
SOL
Es la estrella del sistema planetario en el
que se encuentra la Tierra; por lo tanto, es el astro con mayor brillo
aparente. Su visibilidad en el cielo local determina, respectivamente, el día y
la noche en diferentes regiones de diferentes planetas. En la Tierra, la
energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos que
constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de
energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento
los procesos climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase
denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formó entre
4567,9 y 4570,1 millones de años y permanecerá en la secuencia principal
aproximadamente 5000 millones de años más. El Sol, junto con todos los cuerpos
celestes que orbitan a su alrededor, incluida la Tierra, forman el sistema
solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la
única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de
32′ 35″ de arco en el perihelio y 31′ 31″ en el afelio, lo que da un diámetro
medio de 32′ 03″. La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son
tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo.
Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o
parciales).
Como todas las estrellas, el Sol es una
inmensa masa de gas en equilibrio termodinámico entre la fuerza de gravedad de
las capas externas y la fuerza de presión interna de los gases.
El Sol posee dos movimientos; el de
rotación que cumple sobre su mismo eje y el de traslación que realiza en torno
a la galaxia.
Como el Sol no es un cuerpo rígido, las
zonas ecuatoriales giran más rápido que las zonas polares. Para determinar la
velocidad de rotación del Sol se consideró la velocidad en el Ecuador solar y a
Latitudes situadas 16º por encima y debajo del mismo. En el Ecuador la rotación
es de 25,38 días, mientras que a una latitud de 16º, es de 27,275 días.
El movimiento de traslación lo realiza a
una velocidad de 2.150 Kms/seg y demora aproximadamente 225 millones de años en
una revolución alrededor del centro galáctico.
Formación
del sol
El Sol se formó hace 4650 millones de años
y tiene combustible para 7500 millones de años más. Después, comenzará a
hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se
hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede
tardar unos mil millones de años en enfriarse.
Se formó a partir de nubes de gas y polvo
que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la
metalicidad de dicho gas, de su disco circunestelar surgieron, más tarde, los
planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se
producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman
en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se
encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000
millones de años más fusionando hidrógeno de manera estable.
Ciclo de vida del Sol.
Si bien se creía en un principio que el Sol
acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en
gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por
un tiempo que la órbita terrestre –al igual que la de los demás planetas del
sistema solar– se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta de ese
destino.11 Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que
las interacciones mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera
solar, harán que nuestro planeta sea absorbido.12 Otro artículo posterior
apunta en la misma dirección.13
Estructura
del Sol
Como toda estrella, el Sol posee una forma
esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve
achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo
constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza
gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en
equilibrio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la
atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes
presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las
enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares
que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de
origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es
causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.
Casi todos los elementos químicos
terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto,
cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, hierro,
indio, magnesio, manganeso, níquel, nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata,
platino, plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno,
vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el cianógeno, el óxido de
carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey,
por lo que se ha concluido que, si nuestro planeta se calentara hasta la
temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso
el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en
nuestro planeta.14
El Sol presenta una estructura en capas
esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las
diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin
embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una
de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de
estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos
observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante,
3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares,
8) granulación y 9) viento solar.
Núcleo
Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5
del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares
que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en
el núcleo del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.10
El Sol está constituido por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio, y el 1 %
restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe
un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se
distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones
termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico
austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt
Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de
energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las
transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los
Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania,
simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo
de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como
catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura
el hidrógeno. A este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Bethe o
del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de
helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el
hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se
transforma en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc²), donde E es la energía,
m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el
0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda
cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida
mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente
de 15 millones de kelvins.
La energía neta liberada en el proceso es
26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono
actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.
Otra reacción de fusión que ocurre en el
Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles
Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow
(1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente
diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos
puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón,
que permanece unido al otro protón y forma un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno
pesado.
El primer ciclo se da en estrellas más
calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las
estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su
energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se
demostró durante estos últimos años que el calor solar proviene en su mayor
parte (~75 %) del ciclo protón-protón.
En los últimos estadios de su evolución, el
Sol fusionará también el helio producto de estos procesos para dar carbono y
oxígeno (véase proceso triple-alfa).
Zona
radiante
En la zona exterior al núcleo el transporte
de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite
exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir,
grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol
decrece del centro (15 MK) a la periferia (6 kK en la fotosfera), es más fácil
que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin
embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso
siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que
un fotón cualquiera invierte un millón de años en alcanzar la superficie y
manifestarse como luz visible.
Zona
conectiva
Esta región se extiende por encima de la
zona radiante, y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los
fotones son absorbidos con facilidad y se convierten en un material opaco al
transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por
convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y
turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y
disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de
material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se
producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores menos
calientes. Así, a unos 200 000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve
opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe
los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su
energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las
parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la
atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su
energía en forma de luz visible, y se enfría antes de volver a descender a las
profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer
que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad
indicada anteriormente. La observación y el estudio de estas oscilaciones
solares constituyen el campo de trabajo de la heliosismología.
La fotosfera es la zona visible donde se
emite luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar
y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes
que se proyectan sobre un fondo más oscuro. A causa de la agitación de nuestra
atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol
es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una
profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente
opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km
de profundidad.
Esquema de la estructura de anillo de una
llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo
electromagnético.
Aunque el borde o limbo del Sol aparece
bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un
telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia
el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia
de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la
distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de
las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al
mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al
borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las
capas superiores de la fotosfera, menos calientes y emitiendo con menor
intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.
Un fotón tarda un promedio de 10 días desde
que surge de la fusión de dos átomos de hidrógeno, en atravesar la zona
radiante y un mes en recorrer los 200 000 km de la zona convectiva, empleando
tan solo unos 8 minutos y medio en cruzar la distancia que separa la Tierra del
Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en
el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los
continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el
interior del Sol.
Los gránulos brillantes de la fotosfera
tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras.
Los gránulos son la evidencia del movimiento conectivo y burbujeante de los
gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una
masa en continua ebullición en el que las células conectivas se aprecian como
gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El
diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan
particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también
movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada
"supergranulación", con diámetros típicos de unos 35 000 km. Cada supe
granulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20
horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo
aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX.
En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar
por primera vez la granulación fotosférica.
El Sol con algunas manchas solares
visibles. Las dos manchas en el medio tienen casi el mismo diámetro que la
Tierra.
El signo más evidente de actividad en la
fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al
Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo
modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas
manchas oscuras, pero se imaginaba que era debido a objetos que pasaban en el
espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el
primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del
Universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han
convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la
que se producen continuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto
y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central
oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más
clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande
como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000
km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por
una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos
radialmente desde la umbra.
Imagen detallada de un conjunto de manchas
solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente
discernibles así como la granulación solar.
Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras
por contraste con la fotosfera, simplemente porque están menos calientes que la
temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4000
K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los
6000 K que tienen los gránulos de la
fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por
un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su
temperatura efectiva (E = σT4, donde σ = 5,67051·10−8 W/m²·K4), la umbra emite
aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y
análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La
oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de
contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la
Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más
que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la
fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar
cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Cromosfera
La cromosfera es una capa exterior a la
fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente
10 000 km, y es imposible observarla sin filtros especiales, pues es eclipsada
por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse durante un
eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda
específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la
emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.
Las prominencias solares ascienden
ocasionalmente desde la fotosfera, alcanzan alturas de hasta 150 000 km y
producen erupciones solares espectaculares.
Corona
solar
Tomada por el Telescopio Óptico Solar
Hinode, el 12 de enero de 2007, esta imagen revela la naturaleza filamentaria
del plasma conectando dos regiones con diferente polaridad magnética.
La corona solar está formada por las capas
más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones
de kelvin, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera,
siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia
solar reciente. Estas elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y
consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la
atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del
material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las
ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células conectivas.
Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emite gran
cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que
un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se
acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material
coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para
poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.
Todos estos fenómenos combinados ocasionan
extrañas rayas en el espectro luminoso que hicieron pensar en la existencia de
un elemento desconocido en la tierra al que incluso denominaron coronium hasta
que investigaciones posteriores en 1942 concluyeron que se trataban de
radiaciones producidas por átomos neutros de oxígeno de la parte externa de la
misma corona, así como de hierro, níquel, calcio y argón altamente ionizados
(fenómenos imposibles de obtener en laboratorios).15
La corona solar solamente es observable
desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para
eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la
Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte
radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las
estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo
magnético solar y las células de transporte conectivo.
En 1970 el físico sueco Hannes Alfvén
obtuvo el premio Nobel. Él estimó que había ondas que transportaban energía por
líneas del campo magnético que recorre el plasma de la corona solar. Pero hasta
hoy no se había podido detectar la cantidad de ondas que eran necesarias para
producir dicha energía.
Pero imágenes de alta definición
ultravioleta, tomadas cada ocho segundos por el satélite de la NASA Solar
Dymanics Observatory (SDO), han permitido a científicos como Scott McIntosh y a
sus colegas del Centro Nacional Estadounidense de Investigación Atmosférica,
detectar gran cantidad de estas ondas. Las mismas se propagan a gran velocidad
(entre 200 y 250 kilómetros por segundo) en el plasma en movimiento. Ondas cuyo
flujo energético se sitúa entre 100 y 200 vatios por kilómetro cuadrado "son
capaces de proveer la energía necesaria para propulsar a los rápidos vientos
solares y así compensar las pérdidas de calor de las regiones menos agitadas de
la corona solar", estiman los investigadores.
Sin embargo, para McIntosh esto no es
suficiente para generar los 2000 vatios por metro cuadrado que se necesitan
para abastecer a las zonas activas de la corona. Es por esto que se requiere de
instrumentos con mayor capacidad temporal y espacial para estudiar todo el
espectro de energía irradiada en las regiones activas de nuestra estrella.
Eclipse
solar
Un eclipse solar consiste en el
oscurecimiento total o parcial del Sol que se observa desde un planeta por el
paso de un satélite, como por ejemplo el paso de la Luna entre el Sol y la
Tierra. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrecha franja de la
superficie de la Tierra. Cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra,
proyecta sombra en una determinada parte de la superficie terrestre, y un
determinado punto de la Tierra puede estar inmerso en el cono de sombra o en el
cono de penumbra.
Aquellos que se encuentren en la zona en la
cual se proyecta el cono de sombra verán el disco de la Luna superponerse
íntegramente al del Sol, y en este caso se tendrá un eclipse solar total.
Quienes se encuentren en una zona interceptada por el cono de penumbra, verán
el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol, y se tiene un
eclipse solar parcial.
Se da también un tercer caso, cuando la
Luna nueva se encuentra en el nodo a una distancia mayor con respecto a la
media, entonces su diámetro aparente es más pequeño con respecto al habitual y
su disco no alcanza a cubrir exactamente el del Sol. En estas circunstancias,
sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra sino su
prolongación, y se tiene un eclipse solar anular, pues alrededor del disco
lunar queda visible un anillo luminoso.
Según se produzca una de estas situaciones
en los eclipses, se habla de zonas de totalidad, de parcialidad o de
anularidad, haciendo referencia con ello al tipo de eclipse que se puede
observar desde cualquier punto de la superficie terrestre. A causa del
movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra
alrededor de sí misma, la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve
a unos 15 km/s. La fase de totalidad para un determinado punto geográfico no
supera por tanto los ocho minutos. Esta zona puede tener anchura y longitud
máxima de 200 y 15.000 km respectivamente.
Un eclipse lunar consiste en el paso de un
satélite planetario, como la Luna, por la sombra proyectada por el planeta, de
forma que la iluminación directa del satélite por parte del Sol se interrumpe.
Tienen lugar únicamente cerca de la fase de luna llena, y pueden ser observados
desde amplias zonas de la superficie terrestre, particularmente de todo el
hemisferio que no es iluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encima
del horizonte.
Normalmente la desaparición de la Luna no
es total; su disco queda iluminado por la luz dispersada por la atmósfera terrestre
y adquiere un halo rojizo. La sombra total o umbra producida por la tierra
queda rodeada por una región de sombra parcial llamada penumbra. En las etapas
iniciales y postreras del eclipse lunar, la Luna entra en penumbra.
Eclipse total de Sol
Dependiendo de si la luna entra o no
completamente en zona de umbra se pueden distinguir los eclipses totales de
Luna, cuando el satélite se sumerge completamente en umbra, los eclipses
parciales de Luna, cuando penetra sólo en parte en umbra y sólo una parte de la
superficie lunar es visiblemente oscurecida, y los eclipses de penumbra, cuando
la Luna pasa sólo a través del cono de penumbra, difícilmente perceptibles a
simple vista y únicamente evidentes mediante adecuadas técnicas fotográficas.
La duración máxima de los eclipses totales
de Luna es de 3, 5 horas. Se define la magnitud de un eclipse lunar como la
longitud del camino lunar a través de la umbra dividido por el diámetro
aparente de la Luna.
El estudio de los eclipses de Luna, además
de permitir medidas astronómicas como la verificación de los momentos de
contacto entre el disco de nuestro satélite natural y el cono de sombra, es
útil para analizar de forma indirecta las condiciones de la atmósfera
terrestre, pues la densidad y coloración de los conos de umbra y penumbra están muy influidos por la presencia de
ozono y polvo en suspensión en los diversos estratos de la atmósfera.
La
Luna
Cuando el concepto hace referencia a este
satélite natural, se escribe con mayúscula inicial. En cambio, lleva minúscula
cuando el término se refiere a los satélites naturales de cualquier otro
planeta.
La Luna demora la misma cantidad de tiempo
en realizar un recorrido sobre sí misma que en girar alrededor de nuestro
planeta; por lo tanto, nuestros ojos siempre aprecian una misma cara. La Luna
demora 27 días, siete horas y 43 minutos en girar en torno a la Tierra, analizando
el recorrido en relación al fondo estelar. En cambio, si se considera el giro
sobre el Sol, el tiempo se extiende un poco ya que dura un total de 29 días, 12
horas y 44 minutos.
Las fases de la Luna o lunares son las
distintas etapas cíclicas que experimenta su imagen, y se consideran a partir
de la parte iluminada del satélite, según queda a la vista de un observador,
que puede estar situado en la Tierra o en otra parte.
Cuando la Luna se ubica entre la Tierra y
el Sol y orienta hacia nuestro planeta su cara no iluminada, se habla de Luna
nueva. Una semana después, la Luna habrá completado un cuarto de vuelta y
muestra media cara iluminada (la fase de cuarto creciente). Cuando se completa
otra semana, la Luna ocupará una posición alineada con el Sol y la Tierra, por
lo que veremos toda la cara iluminada (Luna llena). Finalmente, una semana
después acontece el cuarto menguante.
El viaje del hombre a la Luna
John F. Kennedy se comprometió en el año
1961 a enviar a un hombre a la Luna y lograr que retornara sano y salvo antes
de la llegada de la década de los 70. A partir de su promesa, comenzó una serie
de preparativos contra el reloj, para lograr cumplir este objetivo, que se
consideraba marcaría el nacimiento de una nueva era para la tecnología y la astronomía.
Dos años más tarde, la presentación del
programa Apollo, cuyo objetivo era alcanzar la Luna, significó romper con las
barreras de los proyectos anteriores, los cuales proponían tan sólo dejar la
atmósfera terrestre. Luego de un largo período de trabajo e investigación, el
16 de julio de 1969, tres astronautas fueron enviados a bordo del Apollo XI en
un viaje de más de tres días que pasaría a la historia.
El 20 de julio, Neil Armstrong dio ese
“paso gigante para la humanidad”, al descender sobre la superficie lunar. El
evento fue televisado y cientos de millones de espectadores admiraban con
emoción una de las tantas muestras de soberbia humana. Entre inspecciones y
reconocimientos, los astronautas colocaron una placa conmemorativa para
inmortalizar este logro extraterrestre.
Las imágenes recogidas en este supuesto
viaje a la Luna han sido escudriñadas más veces que apreciadas, intentando
buscar un fallo, un detalle que probase su cualidad de falso y fabricado. Se
suele pensar que Estados Unidos no llegó a desarrollar la tecnología suficiente
para dicha expedición, y que se vio obligado a fingir la hazaña valiéndose de
recursos cinematográficos. Fuera de los diversos intentos de demostrar que esa
puesta en escena habría sido absolutamente posible en su época, el hecho de que
el viaje se realizara sobre el final de 1969 refuerza las dudas, sobre todo
teniendo en cuenta que la promesa era llevarlo a cabo antes de 1970.