Jorge Luis del Rosario García

Diecisiete años observando la superficie solar de forma sistemática y constante han servido para realizar este trabajo. Días y días coleccionando observaciones, usando diferentes instrumentos y recibiendo diversas colaboraciones que me han ido enseñando a realizar cada vez mejor las observaciones solares.

Las observaciones

Las observaciones se realizaron con muchos y diversos instrumentos. Los comienzos fueron con unos prismáticos 10x50, a los que siguieron un refractor de 77 mm. a f/13, también y de forma ocasional: se usó un reflector Newton de 114 mm. a f/10, un catalejo de 60 mm. a f/5, un refractor de 90 mm. a f/7 y un reflector de 100 mm. a f/10.

Lo peor de todo fue aglutinar todas estas observaciones y reducirlas debido a la variedad de instrumentos utilizados.

Fig. 1: Este es un ejemplo de observación del Sol por proyección. Esta observación fue realizada el día 10 de junio de 2003, aproximadamente a las 16:00.

Las observaciones se realizaron proyectando la imagen del Sol sobre una cartulina blanca preparada para tal efecto, tal vez resulte algo rudimentario, pero la calidad de las imágenes observadas de esta forma es espléndida. Sólo tiene un problema y es estabilizar la imagen los días de viento. Teniendo en cuenta lo económico del método (ya que nos ahorramos filtros) lo rápido del mismo (ya que no hay que conectar ordenadores, ni cámaras) hace que sea sencillo y práctico para aquellos astrónomos que no cuentan con observatorio fijo. De todas formas, con la práctica se alcanza una precisión en las observaciones realmente buena y si no estamos interesados en hacer cálculos más complejos (área de manchas, fotometría, etc.) o no queremos inmortalizar las observaciones en fotografías, este es el mejor y más seguro de los métodos.

Las primeras observaciones hechas con prismáticos fueron las menos precisas debido al instrumento en si y a la falta de experiencia, luego las observaciones fueron ganando en calidad. Por esta razón, podemos considerar que desde 1991 hasta 1993 los datos obtenidos no son del todo buenos, aún corregidos y normalizados no alcanzan los valores deseados. Los mejores resultados se obtuvieron con las observaciones realizadas con el refractor de 77 mm. a f/13.

Tras la observación tenemos que orientar el dibujo realizado, cada observador tiene sus truquillos y aquí sobre gustos no hay nada escrito.

Para la orientación de la observación debemos usar las efemérides calculadas al respecto, que son:

El ángulo “P” que mide la inclinación este – oeste que tiene el Sol respecto al observador.

El ángulo “Bo” que mide la inclinación norte – sur del Sol, también respecto al observador.

El ángulo “Lo” que nos dice qué meridiano solar estamos viendo en el instante de la observación.

Para la reducción de las observaciones podemos usar unas hojas  de Excel que se pueden consultar en los archivos de la web del GOAT (http://astrosurf.com/goat/) donde hay un documento que explica su manejo en la carpeta dedicada al Sol.

Las efemérides pueden tomarse de diferentes lugares, uno muy interesante es la página web parhelio (http://www.parhelio.com/) donde además de efemérides se puede encontrar mucha información relacionada con la astronomía solar.

De las 6209 observaciones posibles a realizar durante los diecisiete años, en este trabajo se engloban 1443 días observados, es decir un 23,24 % de los posibles. Puede parecer poco, pero los resultados obtenidos demuestran que son suficientes. Por supuesto cuantos más días observados, pues mejor, pero, entre días nublados (yo vivo en La Laguna, Tenerife) y compromisos personales, muchas veces la observación es imposible.

El análisis

Una vez hechas las observaciones debemos reducirlas, quedándonos con los resultados de dichas reducciones. Con este trabajo lo que hacemos es medir la actividad de cada grupo de manchas solares y para ello aplicamos el método creado por el astrónomo suizo Rudolf Wolf (7/7/1816 – 6/12/1893) que consiste en aplicar una ecuación lineal a los grupos de manchas solares, indicando el número de focos que entran en cada grupo. La ecuación da peso al grupo multiplicándolo por 10 y añadiéndole a esta cantidad el número de focos, según se muestra a continuación:

R = 10 · g + f

Donde: R es el denominado Número de Wolf, g el número de grupos y f el número de focos.

Si representamos los números de Wolf de cada día en una gráfica de días vs Nº Wolf lo que obtenemos es la siguiente figura:

Fig. 2: En la gráfica podemos ver los días observados y las temporadas de poca observación.

También podemos representar el número de Wolf por hemisferios, obteniendo la gráfica de la siguiente figura:

Fig. 3: En la gráfica se muestra la evolución de las manchas solares en ambos hemisferios.

Como se ha podido comprobar en las dos gráficas anteriores, los datos obtenidos son extremadamente ruidosos, por lo que se hace necesario promediarlos, si este promedio lo hacemos mensual evitamos las variaciones debidas a la rotación sinódica de 27 días, ya que en cada rotación se genera un miniciclo con su máximo y su mínimo.

Al representar dicho promedio mensual podemos obtener la siguiente figura:

Fig. 4: La gráfica muestra la evolución del ciclo solar 23 en promedio mensual del Nº de Wolf.

Con este promedio ganamos en resolución y hacemos menos ruidosa la señal, permitiéndonos ver más claramente la evolución del ciclo de actividad solar.

de igual forma que antes, podemos hacer esta misma representación promediada mensualmente por hemisferios, dando como resultado la siguiente figura:

Fig. 5: Esta gráfica representa el promedio mensual del Nº de Wolf por hemisferios.

El gap que se muestra en la gráfica desde enero de 2004 hasta diciembre de 2004 es debido a que en esas fechas la observación no se hizo por hemisferios, sino de forma global.

Por último, si promediamos anualmente podemos obtener los valores que se muestran en la siguiente tabla, donde además de los promedios anuales están sus desviaciones:

Si representamos gráficamente estos valores obtenemos la siguiente figura:

Fig. 6: La gráfica representa el promedio anual del Nº de Wolf.

En esta representación se puede observar clara y limpiamente la tendencia del ciclo, la localización del mínimo y del máximo. De hecho, da la impresión de tener incluso representados los dos picos del máximo de actividad solar, esta afirmación no se puede hacer con rotundidad debido al mal muestreo del máximo, pero aún así, creo que es claramente observable.

Si comparamos estos resultados con las observaciones recapituladas por una institución internacional como el SIDC (Solar Influence Data Center)(http://www.sidc.be/) institución dependiente del Real Observatorio de Bruselas, Bélgica, donde se promedian observaciones de decenas de observatorios alrededor del mundo podemos ver como se asemejan ambas observaciones, tal como se muestra en la siguiente figura:

Fig. 7: Podemos comprobar como se asemejan las observaciones con los datos reducidos para el ciclo 23.

Por último, representaremos el promedio anual por hemisferios, para ver mejor la comparación entre la actividad en un hemisferio y otro:

Fig. 8: Esta representación se nos muestra la comparación entre la actividad de ambos hemisferios.

También la podemos comparar con las observaciones del SIDC para ver cómo ambas se ajustan bastante, como muestra la siguiente figura:

Fig. 9: Si nos fijamos en el último ciclo, ciclo  número 23, podemos ver como la actividad en el hemisferio norte es superior en la subida al máximo e inferior en la bajada al mínimo.

Este resultado lo podemos ver mejor si restamos los valores del Nº de Wolf para el hemisferio norte y el sur, de esta forma podemos compararlos observando la asimetría de la actividad solar:

Fig. 10: Comparación entre la actividad solar del hemisferio norte y la actividad solar del hemisferio sur.

Si además hacemos la media de la asimetría en los años en los que la actividad solar caía al mínimo y de cuando la actividad subía al máximo podemos encontrar estos valores ya expuestos en la gráfica:

Es decir, la caída al mínimo del ciclo 23 tuvo mayor actividad en el hemisferio sur, mientras que la subida al máximo del ciclo 23 tuvo mayor actividad en el hemisferio norte. Y por último, podemos ver como en la siguiente caída al mínimo para el ciclo 24 vuelve a predominar la actividad del hemisferio sur.

A continuación calcularemos las fechas de los máximos y los mínimos, para ello usaremos un ajuste a una función sinusoidal con 6 parámetros, de las probadas la que mejor se ajusta es la siguiente serie:

Realizando este ajuste a los Nº de Wolf promediados anualmente obtenemos la siguiente gráfica:

Fig. 11: Ajuste de los promedios anuales a una función sinusoidal, el intervalo se tomó a una s.

Observando los valores interpolados y ajustados podemos comprobar que:

Hagamos el mismo ajuste para el promedio mensual, ahora los parámetros cambian, pero la función realiza incluso un mejor ajuste, como se puede comprobar en la gráfica siguiente:

Fig. 12: Ajuste de los promedios mensuales a una función sinusoidal, el intervalo se tomó a una s.

Observando los valores interpolados y ajustados podemos comprobar que:

Siendo ambiciosos podemos hacer el mismo ajuste para las observaciones sin promediar, ahora los parámetros vuelven a cambiar obteniéndose la siguiente representación:

Fig. 13: Ajuste de las observaciones a una función sinusoidal, el intervalo se tomó a una s.

Observando los valores interpolados y ajustados podemos comprobar que:

La conclusión

Las observaciones realizadas se ajustan bastante a las esperadas y a pesar del bajo número de observaciones, éstas fueron suficientes para representar el ciclo completo.

Éste ha sido un ciclo de baja actividad. Por otra parte se muestra claramente el doble pico del máximo. También, podemos ver que la actividad en el hemisferio norte fue mayor que la del sur en la subida al máximo y que la actividad del hemisferio sur fue mayor en la bajada al mínimo.

Como conclusión tenemos el mínimo calculado entre abril y mayo de 1996 y el máximo en julio de 2001. Los valores aceptados son para septiembre de 1996 el mínimo y julio de 2001el máximo.

Agradecimientos

A David Hdez. (me enseñó), a Alejandro, a Dulce, a Iván, a Federico y sus alumnos del CAI, a mis alumnos, todos ellos lo han hecho posible. Y por supuesto a mi familia que me aguanta.

Bibliografía

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• Compendium of practical Astronomy II. G. Dietmar. 1994.
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• Parhelio (http://www.parhelio.com/).
• SIDC (http://www.sidc.be/).
• Wikipedia (http://es.wikipedia.org).
• LabFit (http://www.labfit.net).