Pensándolo bien...

Un eclipse de Sol parece, a primera vista, un acontecimiento sencillo, consistente en que la Luna se interpone entre la Tierra y el Sol y oculta temporalmente una parte o la totalidad de su disco luminoso. El observador contempla cómo la luz disminuye, cómo el paisaje adquiere una tonalidad extraña y cómo, durante la totalidad, aparece alrededor de la Luna una corona blanquecina. Sin embargo, lo que percibe el ojo humano representa solo una pequeña parte de cuanto está sucediendo. El eclipse continúa en longitudes de onda invisibles, en señales térmicas, ultravioletas, radioeléctricas y de rayos X que únicamente pueden registrar los instrumentos.

El ojo humano detecta, como es bien sabido, una región muy limitada del espectro electromagnético, denominada luz visible. Dentro de ella distinguimos los colores comprendidos aproximadamente entre el violeta y el rojo. Durante un eclipse parcial, el disco solar adopta aparentemente la forma de una media luna cada vez más estrecha. En un eclipse total, la fotosfera, que es la superficie brillante que normalmente identificamos como el Sol, queda completamente cubierta. Entonces se hace visible la corona solar, una atmósfera exterior extremadamente tenue que, en circunstancias normales, queda escondida por el resplandor de la fotosfera.

Antes de la invención del coronógrafo, en 1930, los eclipses totales ofrecían prácticamente la única oportunidad de estudiar directamente la corona. Su débil luminosidad queda normalmente ahogada por la luz solar y por la dispersión producida en la atmósfera terrestre. Cuando la Luna tapa la fotosfera, actúa como una pantalla natural y permite observar estructuras de la corona, protuberancias y grandes extensiones de plasma que el ojo no puede percibir en condiciones ordinarias.

Incluso durante la totalidad, la visión humana presenta limitaciones. El ojo se adapta con rapidez al cambio de iluminación, pero no puede medir con precisión temperaturas, composiciones químicas, intensidades ni desplazamientos diminutos. Para convertir el eclipse en conocimiento científico hacen falta cámaras, espectrógrafos, fotómetros y telescopios dotados de filtros adecuados. Nunca debe observarse directamente una fase parcial sin protección solar homologada, pues la radiación puede dañar la retina aunque el Sol parezca menos brillante.

Lo que muestra un telescopio

Un telescopio óptico recoge mucha más luz que el ojo y proporciona imágenes ampliadas. Con filtros específicos puede revelar las manchas solares, la granulación de la fotosfera, las protuberancias rojizas de la cromosfera y la delicada estructura de la corona. Las cámaras permiten prolongar o reducir los tiempos de exposición y registrar simultáneamente regiones muy luminosas y otras extremadamente débiles.

El espectrógrafo añade una dimensión esencial, ya que descompone la luz en sus diferentes longitudes de onda. Las líneas oscuras o brillantes del espectro indican qué elementos químicos están presentes, su grado de ionización, su temperatura y, mediante el efecto Doppler, si el gas se acerca o se aleja del observador. Aquello que el ojo percibe como un resplandor blanco contiene, en realidad, información sobre hidrógeno, helio, hierro y otros elementos presentes en el plasma solar.

                                          Imagen creada con ayuda de ChatGPT con DALL-E

Los telescopios infrarrojos registran radiación asociada a procesos térmicos y permiten estudiar regiones relativamente frías o estructuras que emiten débilmente en luz visible. Los instrumentos ultravioletas y de rayos X revelan, por el contrario, el plasma extremadamente caliente de la corona. Gran parte de esas radiaciones no atraviesa la atmósfera terrestre, por lo que debe observarse desde satélites y telescopios espaciales.

En el rango visible, la corona parece una aureola delicada; en ultravioleta o rayos X se transforma en un sistema complejo de arcos magnéticos, regiones activas, agujeros en la corona y gases a temperaturas de millones de grados. El eclipse no crea esas estructuras, sino que simplemente modifica las condiciones bajo las cuales podemos observarlas. Cada banda del espectro ofrece una versión distinta del mismo Sol.

El eclipse sintonizado por los radiotelescopios

Los radiotelescopios no captan sonidos procedentes directamente del espacio, sino ondas electromagnéticas de longitud mucho mayor que la luz visible. Esas señales se convierten posteriormente en datos, gráficos o imágenes. La superficie del Sol y, especialmente, su atmósfera emiten ondas de radio relacionadas con el movimiento de partículas cargadas y con la actividad magnética.

Durante un eclipse, la Luna va ocultando sucesivamente distintas regiones emisoras. Los investigadores pueden analizar cómo cambia la intensidad de la señal y reconstruir la distribución de las fuentes radioeléctricas. El eclipse se convierte así en una especie de exploración gradual, ya que al avanzar el borde lunar sobre el Sol, permite separar emisiones que un radiotelescopio con menor resolución vería mezcladas.

Las diferentes longitudes de onda no siempre producen la misma imagen del tamaño solar. En radiofrecuencias, determinadas capas de la atmósfera solar pueden parecer extenderse más allá del disco visible. La corona contiene electrones libres que interactúan con las ondas de radio, modificando su propagación. Esta interacción puede producir refracción, dispersión, retrasos y variaciones de intensidad que dependen de la frecuencia. Por ello, los radioastrónomos deben distinguir entre la desviación gravitatoria prevista por la relatividad y los efectos causados por el plasma solar.

¿Se puede ver cómo se curva la luz?

Einstein afirmó que la gravedad no debía entenderse únicamente como una fuerza que atrae los cuerpos. Según la relatividad general, la materia y la energía deforman el espacio-tiempo, y la luz sigue las trayectorias posibles dentro de esa geometría curvada. Cerca de una masa tan grande como la del Sol, un rayo procedente de una estrella distante debe desviarse ligeramente.

No podemos ver esa curvatura como si el rayo trazara ante nosotros una línea arqueada. Lo que podemos registrar es su consecuencia, es decir, una pequeña modificación de la posición aparente de una estrella. Cuando su luz pasa cerca del borde solar, la estrella parece encontrarse un poco más alejada del Sol de lo que realmente está. La desviación prevista para un rayo que roce el limbo solar es de aproximadamente 1,75 segundos de arco, una magnitud diminuta, menos dos segundos de arco. En el experimento del eclipse de 1919, la desviación predicha por Einstein para la luz de una estrella que pasara rozando el borde del Sol era de unos 1,75′′ . Eso no significaba que la estrella se desplazara realmente. Su posición aparente cambiaba en la fotografía por este ángulo diminuto. A la distancia del Sol, esos 1,75 segundos de arco representarían transversalmente unos 1.270 kilómetros, aunque la desviación se acumulaba a lo largo de la trayectoria de la luz y no era un desplazamiento físico ocurrido en la superficie solar. Para hacerse una idea visual, dos segundos de arco equivalen aproximadamente al ángulo que formaría una moneda de un euro observada desde unos dos kilómetros de distancia. Es una separación extraordinariamente pequeña, imposible de medir con precisión a simple vista, pero detectable mediante telescopios, placas fotográficas y técnicas modernas de astrometría.

En circunstancias normales, las estrellas próximas visualmente al Sol no pueden verse porque el intenso resplandor del cielo las oculta. Un eclipse total elimina temporalmente la luz directa de la fotosfera y permite fotografiar el campo estelar situado alrededor del Sol. Las posiciones registradas durante el eclipse pueden compararse con fotografías de las mismas estrellas tomadas meses antes o después, cuando el Sol se encuentra en otra región del cielo. Eso fue lo que se hizo durante el eclipse total del 29 de mayo de 1919. Se organizaron expediciones a la isla de Príncipe, frente a la costa occidental africana, y a Sobral, en Brasil. Los equipos fotografiaron estrellas del cúmulo de las Híades que aparecían próximas al Sol eclipsado. Posteriormente compararon sus posiciones con placas de referencia. Los desplazamientos encontrados resultaron aproximadamente compatibles con la predicción relativista de Einstein. Los resultados fueron publicados por Frank Watson Dyson, Arthur Eddington y Charles Davidson en 1920.

Aquel experimento se convirtió en una demostración histórica de que la gravedad afecta a la trayectoria de la luz y de que el espacio-tiempo no constituye un escenario rígido e inmutable. Las mediciones de 1919 tenían incertidumbres importantes y posteriormente fueron discutidas y revisadas, pero posteriores observaciones astronómicas, mucho más precisas, confirmaron repetidamente la desviación prevista por la relatividad general.

¿Podría repetirse actualmente?

Claro que sí, aunque no es un experimento sencillo para un observador particular. Sería necesario disponer de un telescopio estable, una montura precisa, cámaras de alta resolución, una buena calibración y fotografías de referencia del mismo campo estelar. Además, habría que corregir las distorsiones atmosféricas, ópticas y mecánicas. El desplazamiento buscado es tan pequeño que una vibración, un cambio térmico o una deformación del instrumento podrían enmascararlo.

Los radiotelescopios ofrecen otra posibilidad. Mediante técnicas de interferometría, varios observatorios muy separados pueden funcionar como un instrumento virtual de enorme tamaño y medir posiciones angulares con extraordinaria precisión. Las fuentes de radio lejanas, como los cuásares, permiten comprobar cómo cambia su posición aparente cuando su radiación pasa cerca del Sol. En estos experimentos no siempre es necesario esperar a un eclipse, aunque deben corregirse cuidadosamente los efectos del plasma coronal.

La desviación gravitatoria, en condiciones ideales, no depende del color de la luz, ya que la geometría del espacio-tiempo afecta tanto a la luz visible como a las ondas de radio. Sin embargo, la materia atravesada sí puede introducir efectos diferentes según la frecuencia. Por eso, comparar observaciones ópticas, infrarrojas y radioeléctricas ayuda a separar la curvatura gravitatoria de las perturbaciones ocasionadas por la atmósfera solar.

Un eclipse nos enseña, por tanto, que la realidad es mucho más extensa que la percepción humana. El ojo ve una sombra avanzando y una corona luminosa. El telescopio descubre estructuras, movimientos y composiciones. Los satélites registran radiaciones invisibles. Los radiotelescopios detectan la actividad de partículas y campos magnéticos. Y las mediciones astrométricas revelan algo todavía más profundo, y es que el espacio por el que viaja la luz no es absolutamente recto, sino que se curva ante la presencia del Sol.

Lo que el ojo no ve no es inexistente. Permanece oculto hasta que inventamos el instrumento adecuado, formulamos la pregunta precisa y aprendemos a interpretar la señal. En un eclipse, la oscuridad no representa una ausencia de información. Por el contrario, al apagar durante unos instantes el resplandor solar, la Luna permite que aparezcan fenómenos normalmente invisibles. La sombra se convierte entonces en una herramienta de conocimiento y nos permite comprobar que, más allá de las apariencias, la luz, la materia, el espacio y el tiempo forman parte de una misma realidad.

Sopa de letras:  LA SOMBRA COMO HERRAMIENTA

Soluciones: CO2 DE LA ATMÓSFERA