EL NUMERO DE WOLF
Rudolph Wolf introdujo en 1848 su método de registro de la actividad solar a partir del recuento del número de grupos y de manchas universalmente conocido como número o índice de Wolf o de Zurich. Aunque arbitrario, tiene la virtud de que el propio Wolf lo extendió hacia el pasado hasta las primeras observaciones telescópicas de Galileo y de Scheiner y que se ha proyectado, ininterrumpidamente hasta nuestros días (tarea realizada por aficionados), con lo que actualmente poseemos registros de la actividad solar de los últimos 380 años. El número de Wolf (R ó W) se calcula a partir de la siguiente fórmula:
R = K (10G + f),
donde K es una constante que se asigna individualmente a cada observador teniendo en cuenta sus datos y telescopio (multiplicando sus registros por K se obtiene el valor del índice de Wolf resultante de todas las observaciones mundiales). Provisionalmente K = 1, pues el verdadero valor será asignado por el centro coordinador una vez haya confeccionado el estudio anual de todas las observaciones. G es el número de grupos de manchas y f el número total de manchas individuales. Así, si en un momento dado en la superficie solar un observador aprecia 3 grupos de manchas, conteniendo respectivamente 11, 10 y 4 manchas individuales, el número de Wolf será:
3 x 10 + (11 + 10 + 4) = 55.
Esta manera de llevar el recuento de la actividad solar ha merecido muchas críticas, pues asigna el mismo peso a un grupo de manchas con una extensión de varias decenas de miles de kilómetros que a una simple mancha formada por un poro individual de poco más de un millar de kilómetros de diámetro. De este modo, volviendo al ejemplo anterior, obtendríamos el mismo índice si existiesen sobre el Sol 5 grupos individuales formados cada uno de ellos por un único poro. Así pues, sería preciso tener en cuenta también la superficie de las manchas (es un método más preciso que también se emplea para medir la actividad solar), aunque para poder relacionar los casi cuatro siglos de observaciones que se poseen de este modo, es recomendable no modificar la manera de llevar el índice. Muchas son las voces que se han alzado y se alzan en favor del cambio proponiendo diversas modificaciones y aunque son encomiables estos esfuerzos, habría que preguntarse ¿Qué fenómeno de los observados es el más genuinamente representante del grado de actividad solar? ¿Por qué uno y no otro? ¿Cómo cuantificarlos?
MODO DE OPERAR
Se recomienda confeccionar diariamente un croquis de la distribución y tamaño de las manchas e incluso numerarlas, con el fin de identificarlas día a día y facilitar así su clasificación en grupos. Debe prestarse la debida atención a como están orientados estos dibujos con el fin de evitar confusiones.
Realizado el recuento de las manchas y grupos se procederá a rellenar el impreso mensual de observación.
Día | Hora | S | Q | G | F | W | a | b | c | d | e | f | g | h | j | Notas |
En la columna HORA en UT se indicará la hora media de la observación en Tiempo Universal.
En la columna G se anotará el número de grupos de manchas, el la F el número total de manchas contadas y en la W el número de Wolf hallado para ese día según la fórmula dada más arriba.
A continuación se indicará la calidad de la imagen de acuerdo con la escala internacional propuesta por el profesor K.O. Kiepenheuer. S hace referencia al grado de definición o finura de los detalles y Q al grado de agitación de las imágenes.
Luego viene la clasificación de los grupos de manchas, denominada de Zürich o de Waldmeier. Esta es la parte que más preocupa a los principiantes a los que hay que advertirles que no deben inquietarse excesivamente: El aprender a clasificar correctamente no es cuestión ni de uno ni de dos días, sino que requiere tiempo y experiencia, por lo que es más que comprensible que se equivoquen. Deben tener en cuenta que este dato no tiene gran trascendencia y que en nada afecta al número de Wolf. Además, Patrick S. McIntosh ha propuesto otra clasificación, más racional pero también algo más complicada, modificando la clasificación de Zürich y añadiendo otros dos parámetros, el tamaño de la penumbra y la distribución de la mancha. Actualmente hay observadores que mandan los datos en un formato y quienes lo hacen en otro, por lo que empieza a haber cierto galimatías (de ahí el peligro que apuntábamos más arriba de modificar la forma de obtención de los datos si se desea un seguimiento histórico).
Después viene el apartado de NOTAS. No es preciso que el observador relate su 'vida y milagros', sino exclusivamente aquellos datos que pueden haber afectado al resultado: cambio de instrumento o de método (se recomienda utilizar siempre el mismo telescopio y sistema de observación ya que esto afecta al factor K), observación incompleta por nubes, etc.
Finalmente vienen las sumas y los promedios teniendo en cuenta que éstos son respecto al número total de días observados (no con respecto a los días del mes). Donde pone Grupos se expresará la suma total de grupos observados y el número de Wolf medio se calculará a partir de la suma total de grupos y a la suma total manchas (F) dividido por el número de días de observación.
CALIDAD DE LA IMAGEN SOLAR: ESCALA DE KIEPENHEUER
El Profesor Kiepenheuer propuso una escala para determinar la calidad de la imagen telescópica solar que ha sido ampliamente aceptada por los observadores (al principio únicamente los profesionales y luego también los aficionados). Se basa en el aspecto cualitativo que muestra la imagen haciendo intervenir dos parámetros independientes, la resolución (sharpness = nitidez) y la agitación (quietness = tranquilidad o quietud). Al ser muy descriptiva, la diferencia en la asignación de un valor dado de la escala generalmente no supera a 0,5 grados de un observador a otro, particularmente en lo referente al sharpness (para el quietness sería preciso el empleo de un ocular con una escala micrométrica). Para realizar estas estimaciones es recomendable emplear cierto aumento, como mínimo unos 100 diámetros. La escala va de 1 (imagen perfecta) a 5, admitiéndose grados intermedios: 1,5, 2-2,5, etc.
Sharpness
1 | Visible alguna fina estructura en las grandes sombras (gránulos umbrales). Estructuras muy finas en la penumbra. |
1,5 | Estructuras finas en la penumbra. Granulacion muy definida. |
2 | Alguna fina estructura en la penumbra y en las divisiones sombra-penumbra y fotosfera-penumbra. Granulacion bien definida. |
2,5 | Estructura de la granulacion bien visible. Clara división entre sombra, penumbra y fotosfera pero sin finas estructuras. |
3 | La granulacion es detectable cuando se desplaza la imagen solar. Poco contraste en la división sombra-penumbra. |
3,5 | No es visible la estructura granular. Difícil separación entre sombra y penumbra. |
4 | Sombra y penumbra solo distinguibles en las manchas grandes. No es detectable la estructura granular. |
4,5 | Sombra y penumbra solo distinguibles en las manchas muy grandes. |
5 | Sombra y penumbra se confunden. |
Quietness
1 | No es detectable movimiento alguno en la imagen, ya sea en el limbo o en el disco. |
1,5 | Movimiento de la imagen (agitación) en el limbo menor o igual a 0"5 |
2 | Movimiento de la imagen en el limbo entre 1" y 1"5. Débiles ondulaciones. Movimiento en las manchas prácticamente imperceptible. |
2,5 | Agitación en el limbo de 2 a 2"5, bien visible también en las manchas. Ondulaciones en el limbo solar |
3 | Movimiento de la imagen entre 3" y 3"5. Fuertes ondulaciones en el limbo. |
3,5 | Agitación entre 4" y 5". |
4 | Movimiento de la imagen de 6" a 7". |
4,5 | Movimiento de la imagen de 8 a 10". |
5 | Agitación mayor de 10". |
Estos grados de calibración pueden acompañarse de algunos comentarios complementarios:
SHARP. Imagen muy detallada. | UNSHARP. Imagen no detallada. |
D.L. Doble limbo. | jump. Imagen saltante. |
und. Ondulación del limbo. | n.m. La imagen no se mueve. |
l.m. Pequeños movimientos de la imagen. | L.M. Grandes movimientos en la imagen. |
s.m. Esporádicos movimientos de la imagen. | s.l.m. Esporádico movimiento del limbo. |
s.d.l. Doble limbo esporádico. |
Gráfica mostrando el número de Wolf de los últimos 250 años.
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