observaciÓn solar por proyecciÓn

OBSERVACIÓN SOLAR POR PROYECCIÓN Jorge L. del Rosario G.

OBSERVACIÓN SOLAR POR PROYECCIÓN

INTRODUCCIÓN

Las observaciones solares por proyección son las más sencillas, seguras y cómodas.

Se pueden realizar tanto con unos prismáticos, que nos permiten observar únicamente los detalles más significativos y grandes (no merece la pena usar prismáticos con diámetros menores de 50 mm), o con telescopios refractores (los diámetros ideales son desde 70 mm hasta 100 mm), aunque también se pueden usar diámetros mayores, o incluso se pueden usar reflectores tipo Newton (diámetros no mayores de 120 mm), pero hay que tener algo de experiencia y ser rápidos en la observación para evitar que se nos queme el ocular o el espejo secundario.

Para otro tipo de telescopios o diámetros mayores ya es necesario usar filtros (nunca usar filtros de ocular porque no soportan las altas temperaturas y se rompen), el más común y usado es el filtro tipo Mylar. El problema de usar estos telescopios es el sobrecalentamiento que se produce en los mismos.

Si se tiene la posibilidad de observar con un filtro Hα o de Ca, entonces el campo de observaciones se amplia con los fenómenos cromosféricos, pero este es otro tema.

MATERIAL

Para hacer la observación solar con un refractor de diámetro entre 70 mm y 100 mm o un reflector de diámetros entre 100 mm y 120 mm se puede utilizar una plantilla de 160 mm de diámetro como la que se muestra en la página 2.

Aunque lo ideal es que cada uno se fabrique la plantilla acorde a sus necesidades, para conseguirla lo que se puede hacer es enfocar la imagen del sol que ofrece tu telescopio en una hoja blanca y medir el diámetro que te permita sacar el mayor detalle con el mejor enfoque posible.

Si usamos un refractor debemos fabricarnos una especie de máscara para colocarla en la parte superior del telescopio con el fin de crear sombra sobre la plantilla y así conseguir mayor contraste para la observación.

Si usas unos prismáticos, tapa uno de los objetivos para que no se te solapen las dos proyecciones.

Si usas un reflector tipo Newton no hace falta esta máscara, ya que proyectas la imagen en dirección perpendicular al telescopio.

Otro artilugio que debemos fabricarnos es un soporte donde colocar la plantilla sobre la que vamos proyectar la imagen del Sol, este soporte debe ir solidario al telescopio para obtener la máxima precisión en las observaciones.

1


NOMBRE: LUGAR: INSTRUMENTO: FECHA: HORA: ROTACIÓN: DÍA ROTACIÓN:

NORTEMANCHAS: GRUPOS: R: A.m.: A.f.:

SURMANCHAS: GRUPOS: R: A.m.: A.f.:

TOTALMANCHAS: GRUPOS: R: A.m.: A.f.:

2


MÉTODO

Proyectamos la imagen del Sol que nos da el instrumento sobre la plantilla e intentaremos mantenerla centrada el máximo tiempo posible. Luego marcaremos en la plantilla los lugares donde se encuentran cada uno de los detalles, procurando enumerarlos, como podemos ver en la figura 1.

Una vez hecho esto, debemos orientar la observación, es decir, indicar donde se encuentran los puntos cardinales del sol (Norte, Sur, Este y Oeste solar) en nuestro dibujo. Esto se realizará de la siguiente manera:

1.- Intentamos colocar nuevamente cada mancha sobre su marca correspondiente en el dibujo, entonces si dejamos fija la plantilla nos daremos cuenta de que las manchas se desplazan por ella en línea recta. Trazamos esa línea usando el movimiento relativo de una de las manchas.

La línea representa la dirección de movimiento relativo Este - Oeste del sol.

El sentido del desplazamiento de las manchas sobre el dibujo nos indica donde se encuentra el oeste solar. Si trazamos una línea paralela a la anterior y que pase por el centro del dibujo, obtendremos el eje Este - Oeste relativo del sol.

2.- Para buscar el eje Norte - Sur, trazamos una recta que pase por el centro de la plantilla y que sea perpendicular a la trazada en el apartado anterior. Si llevamos el objetivo de nuestro telescopio hacia el horizonte terrestre, provocaremos que sólo quede un casquete de sol proyectado, siendo éste el Sur solar.

Luego si cambiamos el ocular por uno de más aumentos podremos dibujar los detalles de las manchas solares con más precisión. Una vez hayamos terminado de dibujar tenemos que apuntar la hora de la observación, siempre en G.M.T. (Tiempo Universal).

EFEMÉRIDES

Una vez orientado el parte de observación, debemos darle la perspectiva correspondiente a nuestra posición geográfica y a nuestro punto de vista, para ello debemos usar unas efemérides astronómicas solares.

Para orientar el sol, son necesarios dos parámetros principalmente: El ángulo P (expresado en grados) que nos da la inclinación Este – Oeste del sol respecto a nosotros; y el ángulo Bo (expresado en grados) que nos da la inclinación Norte – Sur del sol respecto a nosotros también.

3

Figura 1: Observación proyectada sobre la plantilla.

Figura 2: Dirección de movimiento del disco solar hacia el Oeste y representación del eje Este - Oeste relativo, al igual que el eje Norte-Sur relativo, perpendicular al anterior.


Estos parámetros los podemos consultar en unas efemérides solares. Una página donde se pueden consultar las efemérides solares actualizadas es la página de Parhelio: http://www.parhelio.com/efemerides.html

Veamos ahora como usar cada parámetro:

Ángulo P - Es el ángulo de inclinación Este - Oeste del sol respecto a la Tierra.

Ponemos un transportador de ángulos en el centro de la plantilla, sobre la línea Este - Oeste que habíamos trazado anteriormente, y medimos el valor que tiene P en las efemérides. Para dibujar este ángulo se hace de la siguiente manera:

Si P > 0 se tomarán los ángulos desde el Oeste, en sentido Norte.

Si P < 0 se tomarán los ángulos desde el Oeste, en sentido Sur.

De esta forma obtenemos una nueva línea Este - Oeste, lo cual hace que también tengamos una nueva línea Norte - Sur que será perpendicular a la anterior.

Estos serán los verdaderos Norte, Sur, Este y Oeste del sol.

Ángulo B0 - Es el ángulo de inclinación Norte - Sur del sol respecto a la Tierra.

Para usarlo debemos introducirlo primero en la siguiente ecuación: Hc = R·sen(B0)

Donde:

R = radio de la plantilla de observación.Hc = la altura medida en milímetros que se debe desplazar el centro del dibujo hacia el Norte o el Sur verdaderos.

Para ver en que sentido se desplaza el centro, tomamos el siguiente criterio:

Si Hc > 0 entonces se desplaza del centro al Sur.

Si Hc < 0 entonces se desplaza del centro al Norte.

Con estos dos cambios nuestra observación está perfectamente orientada.

Para completar la observación podemos indicar cual es el día de la rotación sinódica del Sol o rotación de Carrington en el que estamos observando. Para ello debemos saber que el sol completa una rotación sobre su eje Norte – Sur en 27,2753 días aproximadamente. Los días de comienzo y fin de las rotaciones solares los podemos consultar en la siguiente página:http://www.parhelio.com/docrot.html

4

Figura 3: Suponemos que es el día 10 de marzo, para este día las efemérides nos dan unP = -23,5. Por lo que la orientación queda así.

Figura 4: Suponemos que es el día 10 de marzo, para este día las efemérides nos dan un Bo = - 7,2. Por lo que la orientación queda así.

http://www.parhelio.com/docrot.html

http://www.parhelio.com/efemerides.html


Existe un tercer parámetro de interés, este es el meridiano solar Lc que nos indica la longitud heliográfica del meridiano a la hora de la observación.

Este parámetro se obtiene a través de la siguiente ecuación:

Lc = 360 – 13.19876 · ∆d – 0.54995 · ∆h

Donde:

∆d = Número de días que hay entre el día de comienzo de la rotación sinódica y el día de observación.

∆h = diferencia de horas entre la hora de observación y la hora de comienzo de la rotación sinódica solar (esta resta puede ser positiva o negativa).

Por último, para el cálculo de las coordenadas (latitud y longitud solar) de las regiones activas del Sol se puede usar unas plantillas con meridianos y paralelos solares hechos para tal efecto y que se pueden encontrar en la página:www.parhelio.com/docposic.html#plantilla

Estas plantillas se sitúan sobre el dibujo, haciendo coincidir los puntos cardinales solares del mismo con el de las plantillas.

DATOS DE INTERÉS

Se debe indicar el lugar desde donde se hace la observación y el instrumento y los aumentos utilizados en la misma (indicar si se ha usado algún tipo de filtro).

Para la calidad de la imagen se usa el siguiente criterio, añadiremos un número según las siguientes condiciones:

1: muy malo (no se observa penumbra en las manchas).2: malo (se observa penumbra, pero sin estructura en la misma, ni granulación).3: regular (se observa estructura en la penumbra, pero no hay granulación).4: bueno (se observa granulación, pero el limbo vibra).5: muy bueno (se observa granulación y el limbo es estable).

5

EJEMPLO:

CÁLCULO DEL DÍA DE LA ROTACIÓN SINÓDICA DEL SOL EN EL QUE ESTAMOS OBSERVANDO.

El día 1 de la rotación de Carrington número 2038 comenzó el 22 de diciembre de 2005 a las 15:12 G.M.T.

Si hacemos la observación solar el día 29 a las 14:00 G.M.T., estaremos en el día 7 de rotación. Pero, si la hacemos el mismo día a las 16:00, estaremos en el día 8 de rotación.

Otro ejemplo delicado:

Si hacemos la observación el día 22 de diciembre a las 14:00, estaremos observando el día 27 de la observación 2037, mientras que si hacemos la observación a las 16:00 estaremos observando el día 1 de la observación 2038.

http://www.parhelio.com/docposic.html#plantilla


DATOS SOLARES

Focos: Son todas las manchas oscuras que aparecen en el disco solar, hay algunas manchas que tienen una sombra gris que se denomina penumbra. Hay que tener en cuenta que en una penumbra pueden haber varios focos, cuando los focos no están rodeados de penumbra se los llama poros.

Grupos: Si nos fijamos, las manchas solares están agrupadas por zonas, cada conjunto de manchas, claramente diferenciable, se denomina grupo. Su identificación es algo complicada, ya que puede haber varios grupos en una misma región heliográfica, pero con la práctica y la observación continua se pueden solventar estos problemas.

Número de Wolf: Este es un cálculo creado para medir la actividad solar. Y viene dado por esta ecuación:

R = 10 · G + FDonde:G = es el número de grupos.F = es el número de focos.

El resultado se puede estandarizar si lo multiplicamos por el valor de una constante K, cuanto más cerca de la unidad está, pues mejor ha sido tu observación. Si envías tus observaciones solares, por ejemplo al SIDC, ellos te devolverán el valor K de tus observaciones.

Área ocupada por las manchas: Este parámetro resulta igualmente interesante para el estudio de la actividad solar y también nos puede dar una idea de la evolución del grupo de manchas, ésta área se expresa en forma de millonésima parte del hemisferio observable del Sol:

=

RrR

AAi

ii

arcsin·cos··2·10

2

'6

π

Donde:Ai = Es el área de una mancha solar expresada en kilómetros.A’i = Es el área de una mancha medida en milímetros sobre la planilla.R = Es el radio de la planilla medido en milímetros.ri = Es la distancia que hay desde el centro de la mancha hasta el centro de la planilla medida en

milímetros.

El área total de las manchas se calcula sumando las áreas de todas las manchas observadas.

Para terminar con las manchas solares y debido a la evolución que estas sufren, se suelen clasificar y para ello se usa la clasificación de Zürich o Waldmeier, esta clasificación es muy subjetiva y algo difícil de usar al principio, pero con la práctica y la observación continua se consiguen buenos resultados. Esta clasificación es:

TIPO A: Muy pocos poros, agrupados en una pequeña zona. Los poros situados sin formación bipolar.

TIPO B: Poros distribuidos en forma bipolar. Puede existir algún poro con una penumbra en formación.

TIPO C: Alguna mancha con umbra y penumbra, formación bipolar, poros en la zona intermedia.

TIPO D: Manchas polares con umbra y penumbra, poros en la zona intermedia y junto a éstas.TIPO E: Igual que un grupo D, pero con manchas con umbra y penumbra en la zona intermedia.TIPO F: Muchos poros y manchas de aspecto y distribución irregular.TIPO G: Formación bipolar con poros en sus proximidades, pero sin actividad en la zona

intermedia.TIPO H: Pocas manchas con umbra y penumbra, y con algunos poros alrededor. No hay

bipolaridad.TIPO I o J: Una o dos manchas, con algún poro en su proximidad. No hay bipolaridad.

6


Fáculas fotosféricas: Se trata de regiones brillantes que aparecen principalmente alrededor de las manchas solares o en el limbo Este u Oeste del Sol.

La forma de medir la actividad de las fáculas fotosféricas es a través del cálculo del área que ocupa, que se puede hacer con la siguiente fórmula (idéntica a la de las manchas solares):

=

RrR

FFi

ii

arcsin·cos··2·10

2

'6

π

El área total de las fáculas se calcula sumando todas las áreas observadas.

Las fáculas se clasifican morfológicamente (según su forma) no ocurre como en el caso de las manchas solares que evolucionan y aunque las fáculas también cambian de forma, su cambio no sigue ningún patrón fijo observable hasta hoy, así encontramos cinco tipos diferentes de fáculas según la clasificación propuesta por Gericke:

TIPO a: La fácula tiene forma estrellada y formando redes.TIPO b: La fácula tiene grandes áreas de brillo.TIPO c: La fácula tiene un grupo de áreas brillantes.TIPO d: La fácula tiene unos pocos puntos brillantes y pequeños.TIPO e: La fácula tiene un grupo grande de puntos brillantes y pequeños.

7

Fig.- 5: Distintas representaciones de la clasificación tipológica de Zürcich de las manchas solares.

Fig.- 6: Distintas representaciones de la clasificación morfológica de Gericke de las fáculas fotosféricas.


Para cualquiera de estos parámetros podemos hacer el cálculo por hemisferio, es decir estudiar la actividad en el Norte o en el Sur o podemos hacer el estudio en global.

Los parámetros totales son la suma de los parámetros por hemisferio.

La observación solar debe tener una continuidad, por ejemplo, para observar los cambios en la actividad necesitamos un mínimo de cinco años, ya que el ciclo de actividad dura unos 11 años aproximadamente.

Nuestras observaciones pueden ser de gran utilidad y existen instituciones internacionales que las recogen. Ésta es una de las pocas aportaciones con cierto interés que podemos hacer los astrónomos aficionados a esta ciencia a nivel profesional. Una de las instituciones más importantes que se dedican a este tema es el SIDC, cuya sede está en Bélgica y depende del Observatorio Real de Bélgica (Bruselas). En su página (www.sidc.be) se puede encontrar muchísima información sobre el Sol, para todos los niveles, desde la astronomía de aficionados hasta la astrofísica, observaciones desde tierra y desde el espacio, etcétera.

BIBLIOGRAFÍA

- EL SOL, metodología para la observación por el aficionado. Cándido Rodríguez (Agrupación Astronómica Albireo) Ecija. 1983.

- COMPENDIUM OF PRACTICAL ASTRONOMY, Vol. II. Earth and Solar System. Traducción de: Dr. Harry J. Augensen y Dr. Wulff D. Heintz. Ed. Günter Dietmar Roth. 1994.

- Parhelio: www.parhelio.com/

- SIDC: www.sidc.be/

8

http://www.sidc.be/

http://www.parhelio.com/

observaciÓn solar por proyecciÓn

Documents