Fase de clasificación y recuento

En esta fase se van a anotar los datos necesarios para poder estimar en su momento el nivel de actividad que presenta el Sol ese día. Contribuyen a la actividad solar, en relación a la observación en luz integral (todo el rango visible) el número de manchas (entendiendo como tal el número de focos oscuros, sin importar que estén o no en una penumbra), el número de grupos de manchas y la complejidad de cada grupo. Por tanto debemos primero identificar todos los grupos, clasificarlos y contar en cada uno de ellos el número de manchas. Para poder tener en cuenta las condiciones en que se realiza la observación se anotan además los valores de los parámetros S y Q (ver más adelante) y se indican algunas notas complementarias.

Identificación de los grupos de manchas

Se trata de decidir qué manchas próximas constituyen un grupo. Los grupos de manchas se intentan clasificar de acuerdo con algún criterio. Existe una clasificación magnética, pero para ello hay que conocer la configuración del campo magnético en las manchas, y en principio no dispondremos de esos datos. Desde los años 50 se utiliza la clasificación de Zurich, propuesta por Waldmeier, y desde los años 60 se clasifica también según el método de McIntosh, que es una ampliación de la clasificación de Zurich. Cuando los astrónomos profesionales no disponen de datos del campo magnético de las manchas solares o no pueden realizar observaciones en Hα, la clasificación de McIntosh les proporciona una idea bastante aceptable de cuál es la configuración magnética de las regiones activas. Sólo algunas veces la clasificación de McIntosh aplicada a un magnetograma de una región activa difiere de la aplicada a una imagen en luz blanca o en Hα correspondiente a la misma región activa.

En la primera hoja de clasificación se dan los criterios necesarios para clasificar los grupos de manchas. Además se dan ejemplos esquemáticos de los tipos más frecuentes y una indicación de sus tamaños, muy parecida a la que presentarían en el centro del disco solar. La clasificación de McIntosh consiste en tres letras, Zpd. Z es la clasificación de Zurich modificada (A, B, C, D, E, F, H). La letra p indica la forma y tamaño de la penumbra de la mancha más grande (x, r, s, a, h, k) y d indica la distribución de las manchas en el grupo (x, o, i, c). Al final de la hoja se da una lista de las combinaciones válidas.

Para medir tamaños y distancias heliográficas (es decir, en los paralelos y meridianos del propio Sol) utilizamos unas hojas con esferas graduadas en papel de acetato. Existen ocho modelos, y en cada uno el ecuador está separado un cierto ángulo de la línea Este-Oeste, entre 0º y 7º en pasos de 1º. En el anuario, junto a la columna P (ángulo de posición del extremo norte del disco solar) está la columna B₀, latitud heliográfica del centro del disco solar, que oscila entre -7º y +7º, aproximadamente. La variación de B₀ también es estacional, se repite en torno a las mismas fechas de cada año, y se puede aproximar bien por la fórmula

B₀=7.25ºsen(360º(d'-d)/365.25)

donde d es el día del año y d' el día del año de una fecha de referencia, en este caso 342, que corresponde al 8 de diciembre.

Para usar las esferas graduadas correctamente, se escoge la que indique un ángulo más cercano al valor absoluto de B₀, y se coloca sobre el disco de la hoja de dibujo con la orientación correcta. Si B₀ es positivo, los paralelos deben estar arqueados hacia el punto sur del disco, y si B₀ es negativo deben estarlo hacia el punto norte. Las esferas están graduadas cada 5º en latitud y longitud.

La clasificación de McIntosh se basa tanto en la extensión de los grupos como en el tamaño, distribución y forma de las manchas que lo componen, de modo que decidir si una serie de manchas constituyen un grupo es casi tanto como clasificarlo. Sin embargo la experiencia muestra que con frecuencia aparecen configuraciones de manchas que nos hacen dudar si se trata de un grupo, de varios grupos próximos, o forman parte de un grupo mayor. Por eso conviene identificar primero todos los grupos, y cuando estemos seguros, clasificarlos definitivamente.

La identificación de los grupos se realiza mirando la hoja que acabamos de dibujar, y utilizando la hoja con la esfera graduada que corresponda. En una primera aproximación, los grupos tienen que estar orientados más o menos en la dirección Este-Oeste, con muy pocos grados de inclinación. La estensión en longitud de un grupo puede ser de hasta 20 grados para los más complejos, y la extensión en latitud no suele sobrepasar los 7º. Típicamente un grupo unipolar se extiende 3ºx3º y un grupo bipolar 7ºx3º. Cuando hemos identificado todos los grupos los indicamos con un número de orden en el círculo auxiliar (más pequeño) de la hoja de dibujo, manteniendo una correspondencia lo más exacta posible con su posición en el círculo mayor. El número que les asignamos se usará en el casillero de grupos para identificarlos por su clase y número de manchas.

De la secuencia lógica para la clasificación, puede que tengamos que hacernos la pregunta de si un supuesto grupo es unipolar o bipolar (que esencialmente depende de su extensión) para decidir por ejemplo si un conjunto de manchas cercanas son un grupo o dos. El resto de las preguntas son la clave para la clasificación.

Clasificación de McIntosh de los grupos de manchas solares

En la hoja de clasificación se explican los conceptos de grupo unipolar y bipolar, y se da la lista de opciones para cada parámetro de la clasificación, con su significado. Como norma, la extensión de los grupos, las separaciones entre manchas y los tamaños de las penumbras se miden en el dibujo con ayuda de las esferas graduadas. La existencia de penumbras y sus formas así como la distribución del grupo hay que decidirlas directamente con la imagen, nunca sobre el dibujo. A modo de resumen, podemos hacer un recorrido por la secuencia lógica de preguntas, para ver cuál es la clasificación en cada caso.

Las cuatro primeras preguntas nos darán la clasificación de Zurich modificada. Si el grupo es unipolar, solo podrá ser A ó H. Los demás son bipolares. Si no hay penumbras, el grupo es A (si es unipolar) ó B (si es bipolar). De lo contrario, si además es unipolar la única opción es que sea H. Si el grupo es bipolar y tiene penumbras puede ser C, D, E ó F, y para ellos son las dos siguientes preguntas. Si solo hay penumbras en un extremo, el grupo es C. Si hay penumbras en los dos extremos, el grupo es D, E ó F, y la cuarta pregunta es la que decide. Será D si la extensión es menor de 10º, E si está entre 10º y 15º, y F si es mayor de 15º.

Las tres preguntas siguientes deciden cómo es la penumbra más grande del grupo. Si el grupo no tiene penumbras (A ó B) corresponde x. Si la penumbra más grande no es rudimentaria pasamos a la siguiente pregunta, que decide si es simétrica (s, h) o asimétrica (a, k). Su diámetro norte-sur en grados nos dirá si es grande (más de 2.5º: h, k) o pequeña (menos de 2.5º: s, a). Las penumbras rudimentarias no exceden los 3" desde el borde de la umbra.

Las últimas preguntas deciden la distribución de las manchas en el grupo. Para los grupos unipolares (A ó H) esta cuestión no tiene sentido y se les aplica x. Si no hay manchas en el interior del grupo bipolar la distribución es abierta (o). Cuando hay manchas con penumbra rudimentaria o sin penumbra, es intermedia (i). Y si hay alguna penumbra grande o pequeña, la distribución es compacta (c).

Cuando hemos clasificado el grupo comprobamos que el tipo está permitido (es uno de los sesenta tipos válidos) y lo anotamos en la hoja, en la fila del casillero que se corresponde con su número en el círculo auxiliar, en la columna Clase. Si no se anotó en el marcaje lo indicaremos con un asterisco (*) en la casilla a la izquierda de su número y si en alguna de sus manchas se presenta el efecto Wilson también lo indicaremos con una W.

Recuento del número de focos

Por focos entendemos los puntos negros más oscuros que se aprecian en las manchas, que pueden estar aislados, alrededor de las penumbras o dentro de ellas. A veces los núcleos de las manchas con penumbra están formados no de uno sino de varios focos. Con frecuencia están muy juntos y sólo son separables con muchos aumentos. Pero sobre todo, no se debe inventar nada y deben contarse todos los focos que son realmente visibles, independientemente de la calidad de la imagen. No se deben contabilizar las penumbras.

En este punto debemos advertir que nuestro criterio es algo distinto del normal. El término foco, en otros tratados, agrupa tanto a las manchas como a los poros. Las manchas tienen penumbra, los poros no. Una mancha entonces sería un solo foco, aunque tuviera varios puntos oscuros en su penumbra. Sin embargo, como la actividad solar depende del flujo magnético en la fotosfera, y puesto que a ese flujo contribuyen sobre todo los focos oscuros, parece lógico contar todos los focos oscuros de la misma penumbra como focos independientes. Este es el criterio seguido por muchos observadores al comparar sus datos con los de centros coordinadores de Estados Unidos. El acierto de este criterio está fuera de toda duda ya que ha sido confirmado por uno de estos centros (Space Environment Laboratory / Space Environment Service Center). En cualquier caso no debemos confundir los poros con los microporos, más claros, sin penumbras y normalmente más pequeños, ni con la granulación, ese entramado de celulas convectivas que recubre toda la fotosfera solar.

El número de focos depende algo de los aumentos usados pero no demasiado a partir de un cierto aumento mínimo. La distancia focal del ocular utilizado se anota en el correpondiente apartado de la hoja.

El recuento de focos se hace grupo por grupo y se anota en el casillero correspondiente. Existen varias columnas para que todas las personas que estén observando puedan anotar su estimación. En la cabeza de la columna, cada observador anotará su nombre. Al final del recuento anotaremos la hora UT en la hoja y el método que hemos usado para el recuento: proyección en caja oscura, proyección en placa, filtro en objetivo, Mylar, helioscopio, filtro en ocular, etc. Si ha habido observaciones a distintoas horas o la observación ha durado más de una hora, podemos anotar la hora a la que contó cada obsservador en el apartado de comentarios.

Grupos conflictivos

Con la práctica nos daremos cuenta de que algunas veces aparecen configuraciones de manchas que, por más vueltas que les demos, no podremos organizar en grupos de McIntosh. Según los criterios que utilicemos nos parecerán un grupo, o varios, como indicábamos antes. En estos casos lo mejor es dejar que el tiempo los haga evolucionar para ver qué es lo que realmente tenemos. Lo que haremos será repartir (coherentemente) las manchas en tantos grupos como podamos, y hacer el recuento de cada uno de esos grupos. En los comentarios anotaremos qué grupos nos parece que podrían unificarse.

A veces no hace falta ser tan drástico. El estado evolutivo de las mismas manchas en los días anteriores nos puede dar alguna pista. Por eso conviene tener a mano la hoja de dibujo del día anterior para comparar la evolución de cada grupo, su clase y número de poros.

Algunos grupos bipolares vienen acompañados por manchas por encima y por debajo del eje principal y podemos tener la duda de cuántos grupos en total son. Si nos vemos en tal dificultad lo mejor es considerar que son varios grupos y contar los focos separadamente. Hay que tener en cuenta que en ocasiones aparecen nuevos grupos creciendo junto a los existentes de modos que solo un análisis posterior podrá aclararnos cuántos grupos en realidad son.

Cuando un grupo bipolar sale por el limbo Este, si es muy extenso puede tardar un día o dos en aparecer entero. Por la misma razón, cuando va a ponerse por el limbo Oeste, su aspecto puede llevar a confusión, y puede que confundamos en ambos casos un grupo bipolar visible a medias con un grupo unipolar. Se puede calcular la posición esperada de ese grupo a partir de la del día anterior, sabiendo que el Sol gira unos 13º cada día, y entonces compararla con la posición real. Lo mejor es aclarar estas cuestiones cuando se haga el balance de los datos del mes o cuando se revisen las observaciones.

Hay grupos que son posibles pero muy poco frecuentes. Por ejemplo, dos manchas con penumbra rudimentaria alineadas de Este a Oeste y separadas 15º constituyen un grupo Fro (en declive) en la clasificación de McIntosh. Pero nosotros seguramente tendremos grandes tentaciones de dividirlo en dos grupos Hrx. A veces podemos encontrar un grupo unipolar alineado con uno bipolar y tan cercano que nos puede parecer un único grupo, a veces no compatible con la clasificación de McIntosh. Por ejemplo, un grupo Dso precedido de un Axx se confunde como un Csc, que no existe como clase de McIntosh.

La calidad de la imagen y las condiciones de la observación

Como complemento a los números que indican la actividad solar, o incluso cuando no sea visible ninguna mancha, debemos anotar algunos datos que nos indican la calidad de la imagen y las condiciones meteorológicas, que sin duda influirán en el recuento de los focos, si los hay, o incluso pueden ser clave para hacer compatibles las observaciones de personas o telescopios diferentes. Las tablas con los datos que se pueden anotar están en la segunda hoja de clasificación. Incluyen la calidad de la imagen solar, anotaciones complementarias, clasificación de los vientos y la influencia de la nubosidad. Para la clasificación de las nubes se emplean unas hojas aparte.

Cuando han hecho el recuento de focos varias personas, puede suceder que las condiciones de observación no hayan sido las mismas para todos. Por ejemplo cuando uno puede contar sin nubes tapando el Sol, pero cuando cuentan los demás, las nubes se anteponen al Sol de modo persistente. En estos casos conviene que cada observador anote sus propios valores para estos parámetros complementarios. Lo usual es dar los valores de S y de la influencia de la nubosidad de modo individual, y acordar entre todos los observadores los valores de Q, las notas complementarias y los datos meteorológicos.

Los valores de S y Q se estiman de acuerdo con la escala del Profesor Kiepenheuer. El valor S mide la definición de la imagen y depende del aspecto de la granulación y el contraste entre las umbras y las penumbras de las manchas. El valor de Q indica el movimiento de la imagen (por turbulencia atmosférica, no por viento directo), depende sobre todo de la agitación en el disco y el en limbo, y es algo más difícil de estimar porque se basa en una escala angular celeste (segundos de arco), no heliográfica (grados heliográficos). Existe al menos un límite claro: cuando no apreciamos movimiento en las manchas, Q es menor o igual a 2.

Para ayudar damos algunas referencias. El disco solar completo tiene un diámetro de 30 minutos de arco. En el centro del disco, 5 grados heliográficos (los de las esferas graduadas) equivalen a 1 minuto de arco. En la granulación, la distancia típica entre dos gránulos brillantes es de 3 segundos de arco, en el centro del disco. Los propios gránulos brillantes tienen un diámetro cercano a los 2 segundos de arco mientras que los gránulos oscuros no llegan a 1 segundo de arco. Un poro típico, ni grande ni pequeño, tiene entre 2 y 5 segundos de arco. Un microporo no supera los 2 segundos de arco. Los filamentos de las penumbras, visibles sólo en condiciones excepcionales, tienen menos de 1 segundo de arco. Con estas referencias debemos intentar estimar el tamaño de las ondulaciones del limbo o la agitación de la imagen en el disco.

De las anotaciones complementarias sobre el aspecto de la imagen solar tomamos todas aquellas que convengan y las apuntamos en el apartado de notas del casillero. La influencia de la nubosidad se apunta mediante su número correspondiente en el apartado de nubosidad. Como puede verse no se trata de reflejar la nubosidad del día, sino de determinar si ha sido determinante o no en el recuento de focos. Si había nubes pero se ha contado cuando no ocultaban el Sol, su influencia ha sido nula. O si el cielo tenía muy pocas nubes pero ocultaban constantemente el Sol, está claro que habría seguramente más manchas de las que podamos haber contado.

Por último, algunos datos para completar el cuadro de meteorología. La temperatura, humedad y presión se anotan si se dispone de los instrumentos correspondientes. En el apartado de nubes se anotan todos los tipos de nubes que se pueden observar, con sus abreviaturas, de acuerdo con las hojas de clasificación de nubes, que incluyen la división, símbolos y características principales, además de algunos esquemas y ejemplos. No confundir este apartado de nubes con el del casillero de los grupos, que se rellena con la escala de la segunda hoja de clasificación. Por último anotaremos la fuerza del viento que esté soplando directamente sobre el telescopio, según la escala de Beaufort.

La duración aproximada de esta fase es de 5 a 20 minutos, suponiendo que cuentan dos personas.

Utilización y estudio de los datos

El objetivo principal de la observación del Sol es el de contribuir junto con toda la comunidad astronómica internacional a la evaluación de los índices oficiales de la actividad del Sol. Por ello cada mes se elabora un parte resúmen que se puede enviar a los centros coordinadores e intercambiar con otras agrupaciones astronómicas.

Teniendo esto presente, los datos acumulados son susceptibles de muchos tipos de análisis. Se puede estudiar la relación entre los datos obtenidos con telescopios diferentes, por personas diferentes y en condiciones diferentes. Se pueden hacer algunos intentos de predicción de la actividad solar para las siguientes semanas a partir de las de los dos últimos meses, por ejemplo.

Obviamente el estudio más directo tiene que ver con el desarrollo de los grupos y su evolución a lo largo de la rotación solar. Se puede determinar la relación entre los grupos aparecidos y las fáculas que pueden llevar asociadas. Se pueden hacer gráficos con la posición de los grupos para así determinar las regiones activas más intensas, su movimiento en relación con la rotación diferencial y su recurrencia en sucesivas rotaciones.

Otros estudios a más largo plazo pueden ser la determinación de periodicidades en el número de Wolf dentro del ciclo de 11 años, o intentar indagar en las posibles implicaciones meteorológicas y climatológicas de la variación de la actividad solar.