Fenómenos atmosféricos a tener en cuenta en una observación astronómica

La apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superfi­cie de la Tierra se denomina cielo. Al contemplar el cielo podemos distinguir por un lado el cielo diurno y por otro el cielo nocturno; de los dos el más llamativo es el nocturno, puesto que en el diurno, además del Sol, sólo aparece la Luna y circunstancialmente algún otro fenómeno astronómico como Venus y los meteo­ros. El cielo nocturno resulta fascinante si se lo observa desde algún lugar alejado de las ciudades, en las que la luz artificial y los elementos gaseosos producidos por el hombre dificultan la percepción de los más finos detalles que presenta el firma­mento. En realidad, las óptimas condiciones para la observación del cielo noctur­no se consiguen en lugares elevados por encima de los 2.000 metros de altura sobre el nivel del mar, y lejos, por consiguiente, de toda iluminación artificial.

Si la imagen estelar se observa en un telescopio con un determinado au­mento la imagen óptica de una estrella debería mostrar lo que se denomina la figura de difracción. Esta tiene un núcleo central muy brillante rodeada por anillos cada vez más débiles a medida que se alejan de! centro de la figura. Pero, en general, lo que se observa en el telescopio no se corresponde con la figura de difracción; no se ven los anillos, de difracción, o apenas se distinguen en condicio­nes excelentes. Además hay un movimiento irregular de la imagen; tanto la distor­sión que sufre la imagen como su movimiento pueden variar considerablemente con el tiempo, y también con la altitud del lugar de observación; este fenómeno se denomina visión, y depende de la abertura del telescopio.

En resumen, los fenómenos más notables cuando se observa una imagen estelar son: (a) el movimiento de la imagen: fluctuaciones al azar de la dirección del rayo luminoso; (b) el centelleo: fluctuaciones al azar de la intensidad dé la luz estelar.

En un telescopio pequeño veremos el movimiento de la imagen, mientras que en un telescopio grande esto se nota como una deformación (aumento del ta­maño de la imagen) con poco o ningún movimiento.

Otros dos fenómenos de origen atmosférico son la refracción, es decir la deflexión de la luz al pasar por la atmósfera, y la extinción, o sea la disminución de la intensidad de la luz cuando atraviesa la atmósfera (se denomina también absorción).

Dispersión

La moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y mayor aún para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto más dispersada, resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso. Por esta razón, una estrella que se halla a baja altura, observada con un instrumento adecuado, aparece alar­gada verticalmente como un espectro, con el rojo en la base y el verde en lo alto; generalmente, el azul y el violeta se pierden por dispersión, al atravesar un espesor atmosférico tan grande. Por la misma razón, el disco de un planeta o el del Sol, cuando están a baja altura, se observan bordeados por un estrecho campo rojizo por debajo y verdoso por encima» Este efecto puede verse incluso a simple vista en las puestas de Sol, cuando el horizonte está lejano y recortado, y el aire es perfectamente limpio; cuando se oculta exactamente el último borde del Sol, cam­bia su color del amarillo rojizo al verde; para observar ese “rayo verde” hay que tener cuidado de que el ojo no esté fatigado por haber mirado al Sol antes de que haya desaparecido por completo.

Por otra parte, la luz dispersada de un rayo solar puede llegar a nosotros sólo si es dispersada nuevamente por las moléculas de aire en otras partes del cielo; como la luz azul es más dispersada que la roja, la luz vuelta a dispersar en la dirección del observador es aún más azul que la dispersada originalmente. De esta manera se explica que el cielo lejos del Sol resulte progresivamente más azul que en sus cercanías. La luz de las estrellas rojas se refracta menos que la luz de las estrellas blancas, de modo que estas últimas son afectadas un poco más por la refracción que las estrellas rojas próximas a ellas. La luz no sólo es dispersada por las moléculas de aire, sino también por las partículas del espacio interestelar; las estrellas distantes, “vistas a través de sucesivas capas de polvo interestelar, apare­cen en una observación astronómica mucho más enrojecidas que el Sol durante su ocaso.

 

El color del cielo

El color del cielo va a depender de la posición del observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo se nos aparece de color azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. Se observa entonces, que el azul es el que más se refracta de la dirección de donde proviene el rayo. La atmósfera terrestre actúa como una prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.

En el espacio, fuera de la Tierra, donde no hay atmósfera y existe él vacío, los rayos solares no se dispersan. Por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado de ello el cielo aparece negro para un observador en una nave espacial. Sin embargo, un observador en una nave espacial sobre Marte vería el cielo de color rojo, ya que la luz solar que llega a Marte es reflejada por una alta concentra­ción de partículas de polvo que contienen una gran proporción de óxido de hierro de color rojo, que es el principal constituyente del suelo marciano. Si la atmósfera marciana no tuviera polvo, el cielo aparecería azul, pero mucho más oscuro que el de la Tierra, ya que la atmósfera marciana es mucho más tenue que la terrestre, y en consecuencia dispersaría mucho menos la luz solar.

Centelleo

En excelentes condiciones de observación lo primero que se distingue es el titilar de las estrellas o centelleo; el fenómeno consiste en una variación muy rápida del brillo de las estrellas: éste a veces aumenta, e instantes después disminuye. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción). Si la luz de un astro fuera lo bastante intensa, una superficie blanca iluminada por ella se vería como el lecho de un charco de agua que se ondula, iluminado por la luz del día, veteado en partes luminosas y en otras osen ras, las que se mueven irregularmente en la superficie.

Este fenómeno atmosférico es muy pronunciado en las proximidades del horizonte y muy débil en el cénit. Varía mucho de una noche a la otra, debido a que el aire generalmente estratificado presenta olas de diferente densidad arrastra das por el viento. Cuando se mira a simple vista una estrella y esa “ondulación’ del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; se dice, entonces, que la estrella titila o centellea.

Otra de las causas del centelleo es el fenómeno óptico de interferencia. Los haces de luz que provienen de una estrella (la cual, ópticamente, es un punto luminoso), llegan a! ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condicio­nes de interferencia. El resultado es la anulación temporal de los rayos de ciertas longitudes-de onda y el retuerzo de otros; por esta causa la luz de las estrellas parecen variar tanto en brillo como en color. La onda plana que corresponde al haz luminoso que procede del ase o tiene la forma de un frente que al penetrar en una zona turbulenta se deforma de tal manera que cambia de dirección y de intensidad.

Resulta entonces una acumulación de luz en ciertas posiciones, y una dis­minución de la intensidad luminosa en otras; de esa manera se forman bandas oscuras y claras. Las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de este fenómeno; al atravesar burbujas de diferente densidad el haz luminoso cam­bia de dirección; esas burbujas actúan como pequeñas lentes y producen imáge­nes difusas. Se puede ver claramente que el efecto del centelleo aumenta con la velocidad del viento, y es menor cuando las condiciones atmosféricas son más calmas. Cuando una estrella centellea intensamente, se la ve en el telescopio “bai­lando” a uno y otro lado. Cuando la perturbación es muy fuerte la imagen de la estrella se deshace en una mancha de luz mal definida que llega a alcanzar algunos segundos de arco de diámetro. Cuanto más aumento tiene el telescopio, más pro­nunciado es este último efecto.

Los planetas, en cambio, no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible. Esta dife­rencia entre estrellas y planetas permite distinguir a estos últimos. Aunque cada punto del disco planetario centellea como una estrella (punto luminoso), los dife­rentes puntos no marchan de acuerdo en su centelleo y la cantidad total de luz observada permanece prácticamente uniforme. Sin embargo, en ciertas oportuni­dades, cuando los planetas están muy próximos al horizonte, la refracción irregu­lar es lo suficientemente fuerte como para hacerlos danzar y cambiar de color , especialmente en el caso de Mercurio, cuyo disco es muy pequeño.

Fuentes del movimiento y del centelleo

Tanto el movimiento como el centelleo de la imagen se deben a inhomogeneídades en la atmósfera. La turbulencia del aire en las cercanías de la cúpula del telescopio, e inclusive dentro de ella en telescopios de grandes dimensiones, también es el responsable de estos fenómenos. Ya mencionamos que las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de estos efectos; las burbujas de mayor tamaño que la abertura del telescopio van a mostrar un efecto de movi­miento («bailoteo») en la imagen. En cambio, en un anteojo mayor que la burbuja no habrá «bailoteo»; aparecerá entonces una imagen difusa sin movimiento, ya que en este caso hay una suma de los deformaciones de la onda; ser ven todas las direcciones del frente de onda.

En un telescopio reflector, una forma de observar en detalle este fenómeno es la siguiente: si luego de enfocar una estrella muy brillante, se retira el ocular, y se enfoca el ojo del observador en el foco del telescopio se observará el espejo primario iluminado. Si las imágenes están calmas, el espejo aparecerá uniforme­mente iluminado. Sin embargo, la mayor parte de las veces, lo atraviesan rápidas sombras volantes, equidistantes entre sí. Esas sombras se hallarán más cercanas y más contrastadas cuando las imágenes se encuentren más agitadas. Todo esto significa que las ondas lumino­sas que provienen de una estrella no son rigurosamente planas, como ya mencionamos antes. Es más brillante el objetivo cuando los rayos convergen y más débil cuando divergen.

A simple vista la estrella centellea, es decir su brillo disminuye cuando pasa de una sombra por la pupila del ojo humano