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1. O POR QUE DE UM PROGRAMA DE OBSERVAÇÃO SOLAR
O fator mais importante que, sem qualquer sombra de dúvida, constitui a base, a razão de ser de um programa de observação solar reside na super-abundância de luz posta a disposição pelo astro do dia. E de fato, se Ievarmos em conta àquela oriunda dos astros noturnos, veremos que -- exceção feita à Lua, que aliás reflete (e mal) aquela que recebe -- nenhum deles têm condições siquer de confrontar-se com o monumental manancial luminoso irradiado pelo Sol.
Tal fato, devemos evidenciá-lo, constitui-se num fator de significativa importância no que respeita a óptica utilizada que, graças a ele, não requer ser de grandes dimensões. Como sabemos, a reduzida quantidade luminosa que nos chega da grande maioria dos astros noturnos obriga não raro o astrônomo a aumentar consideravelmente a abertura útil do seu telescópio que, frequentemente, alcançaa dimensões respeitáveis. O lema "Luz, mais luz!." passa a ser palavra de ordem, o que explica e justifica a existência de inúmeros gigantes ópticos em nao poucos observatórios astronômicos.
Com o Sol, repare-se, é justamente o contrário que ocorre. As pequenas aberturas que, com algumas dificuldades, conseguem resolver pares estelares ou, então, detalhes planetários, vem substanciosamente ampliadas suas possibilidades quando aplicadas na observaçãao solar. Mais ainda, permitem que se empregue com não poucas vantagens aquele dispositivo ampliador, conhecido como "lente de Barlow", ou mesmo simples lente "negativa" sucetível de proporcionarem sem com isso deteriorarem aos resultados -- imagens maiores sempre luminosa, quase que sempre nítidas. Tal resultante é altamente significativa na observação por projeção, permitindo melhor aproveitamento do rendimento do instrumento. Afora isso, abre melhores perspectivas para a fotografia sendo de há muito conhecidos os bons resultados que tais combinações ampliadores podem proporcionar. Assim. um pequeno refrator de 50 ou 60 mm, não raro relegado ao esquecimento, como "imprestável", pode, quando combinado com uma ou outra dessas lentes ampliadoras, proporcionar a possibilidade de registrar, pela fotografia, os aspectos que o Sol diariamente oferece o que, note-se bem, nem sempre pode ser conseguido com outros astros, exceção feita, talvez, com a Lua.
Não vá se deduzir daí que a abertura óptica não é importante na observação do Sol. Claro que ela o é e muito, sobretudo quando o fator resolução entra em linha de conta. O que queremos realçar é o fato dela nâo se tornar tão premente e não necessitar para determinados fins, limites de outra forma inacessíveis. Em poucas palavras, é difícil ter-se que empregar, quando da observação solar, instrurnentos com mais de 150 ou mesmo 200 mm de abertura. Referimo-nos a refratores, uma vez que com tais aberturas o observador tem à sua disposição praticanente tudo o que precisa para estudar a superfície do astro do dia. Mesmo num campo já mais especializado como é o da observação da cromosfera solar, urn instrumento algo singular como é o coronógrafo não vai ela, segundo consta, além de 500 mn. Cemparada, pois, àquela dos instrumentos clássicos, de observação noturna, é irrisória. Desse modo, pequenas aberturas ópticas podem desempenhar papel relevante na observação solar o que faz com apreciável vantagem já que coloca o praticante numa só encontrada, talvez, entre os "variabilistas".
Outro fator digno de registro e que não parece ser utilizado com frequência diz respeito ao emprego de lentes divergentes (negativas) combinadas sirnplesmente com a objetiva de pequenos telescópios -- sem ocular -- a fim de proporcionar imagem maior mediante alongamento da relação focal (f/D). Embora tal disposiçãao possa ser utilizada com vistas a observaçãc por projeção, é na fotografia que a mesma parece oferecer melhores resultados. De fato, um pequeno refrator de 60 mm, f:15 ,ou 900 mm de diâmetro), tendo associada uma dessas lentes (digamos de 1 a 2 dioptrias), simples na construção, é capaz de fornecer uma imagem da ordem de 50 a 60 mm de diâmetro do astro do dia perfeitamente fotografável, sobretudo se lhe combinarmos um filtro amarelo, alaranjado... Quanto à exposição, "tempos" da ordem de 1/30 a 1/50 de segundo se, evidentemente , recorrermos a películas 'l'entas" (baixo índice ASA). Para exeimplificar isso, lembra o autor que utilizando uma objetiva de 93 mm de abertura e 1400 mm de distância focal (f:15) combinada com uma dessas "negativas" simples (lente de oculos para "descansar a vista"), um filtro amarelo, e um sistema de obturador de cortina (1/15 a 1/90 de segundo, afora a "pose"), conseguiu ele negativos solares de cerca de 80 mm de diâmetro sobre película "Kodalith". Quanto à exposição foi ela da ordem de 1/300 de segundo, com resultados bastante satisfatórios. Evidentemente, estamos falando de uma técnica que só mais tarde, após certo domínio da observação propriamente dita, é que deverá ser objeto de cogitações por parte do interessado, do principiante. Antes, bem antes há que avaliar, estudar, conhecer o instrumento e, melhor do que tudo, utilizá-lo!
Mas... para que observar o Sol?... Praticamente desconhecido dos nossos "amadores de astronomia" o Sol é, entretanto, intensamente observado por inúmeras entidades estrangeiras (AAVSO, SAF, BAA, AAS, etc...) que reunem número incontável de observadores nesse setor. Por que? são vários os tipos de programas realizados, a contar do simples patrulhamento de grupos e manchas, estatístico, da morfologia das manchas e grupos, de levantamento de áreas faculares, da variação de latitude dos agrupamentos, etc., etc., até aquelas observações que empregam instrumentos e acessórios especializados, tais como filtros nonocromáticos de variadas bandas passantes (em "angstroms"), sucetíveis de fornecerem aspectos os mais variados das diversas e sempre enigmáticas regiões do Sol (cromosfera, camada inversora (ou reversora), baixa, média e coroa exterior). Mas... repetimos, por que observar o Sol?!... O Sol, nossa estrela, é o astro desse tipo que mais próximo se encont a da Terra, de nós e o único capaz de mostrar-nos seu disco. Isso, convenhamos, diz tudo. Estudando o Sol temos ao alcance do nosso pequeno instrumento as grandes linhas do comportamento de um dos astros que constituem o grande alvo da moderna astrofísica. Este, contudo, tem que se voltar para os pontos não são mais do que isso -- representados pelas estrelas! .. Por essa razão é que aberturas ópticas cada vez maiores fazem-se necessárias, indispensáveis, quando não se recorre a outras técnicas algo mais sofisticadas... Poderíamos acrescentar, ainda, que o trabalho deve ser noturno...
Nossa estrela proporciona-nos, mesmo quando observada através de modestos meios ópticos, apreciável conjunto de fenômenos que, quando bem acompanhados, tem condições para começar a decerrar -- de pouco convenhamos -- o vasto véu de mistérios e enigmas que abarcam a naturereza do Sol. E se isso fazemos através de pequeno instrumento, não raro relegado ao ostracismo, ao abandono, nada mais justo do que vermos em sua utilização senão um motivo de contentamento pessoal, íntimo pelo fato de estarmos contribuindo para o desenvolvimento de um trabalho útil., instrutivo e sobretudo válido. Mas por que?
Simplesmente pelo fato de nós, observadores brasileiros, estarmos situados imediatamente após o vasto vazio representado pelo Oceano Antlântico. Mesmo observado sistematicamente por dezenas e dezenas de observadores europeus , da Europa oriental. ou ainda do Extremo (Japão, Austrália... ), ocorre una falha correspondente a... 45 graus de longitude abarcados pelo referido oceano, de m aneira que -- salta aos olhos isso, não poucos fenômenos solares podem -- como de fato deixam -- escapar à observação diária do astro do dia. Isso diz tudo.
O patrulhamento do Sol, mesmo com modesto instrumento, permite -- se levado a sério -- preencher os vazios decorrentes e com isso contribuir para os dados que de outra forma não poderiam ser obtidos. A "curva de ativiaade undecenal", por exemplo, poderá com isso ser melhor distribuída, elaborada.
Isso, evidentemente, diz respeito às razões práticas, experimentais, observacionais. Há outra, talvez mais importante: a de valor estético, de encontrar um derivativo. Não raro, ocupações noturnas impedem que o interessado se volte para este ou aquele astro (trabalho, escola, etc.). Alguns poucos minutos, pela manhã, ´`a hora de almoço, no meio ou fim de tarde, poderão, entretanto, ser dispensados e, se cercados de certos cuidados, contribuir para melhor aproveitamento do tempo.
O fato de saber por tê-lo observado que gigantesco agrupamento cruzando o M.C. (Meridiano Central) do Sol estará, breve,perturbando as transmissões radio-t.elegráficas, ou afetando o campo magnético terrestre, dá ao observador condições de abarcar melhor o alcance e as dimensões do trabalho que está fazendo... Melhor ainda quando ver seu nome em meio a uma lista de observadores que, pasme, nem siquer conhece.
2. O INSTRUMENTO
O intuito primordial que norteou o presente trabalho foi de antes de tudo, dinamizar o emprego de não poucos pequenos instrumentos, a maioria refratores de 60 mm, colocados pela indústria japoneza e vendidos pelo comércio especializado a preços de certo modo acessíveis mas ao nosso ver ainda fora do alcance de não poucos interessados. Como o refrator, ou luneta astronômica se revela instrumento particularmente indicado e de certo modo mais rentável na observação solar (o refletor, por ter via de regra um f/D mais curto, exige mais cuidados) não se pretendeu reduzir o mérito deste último que, de maneira semelhante, pode muito bem proporcionar excelentes resultados quando racionalmente utilizado. Um detalhe pode realçar o que dizemos. Diz ele respeito ao uso de um filtro igualmente negro que os refletores possuem para tal finalidade. Tivemos oportunidade de encontrá-lo acompanhando telescópios de aproximadamente 100 mm (4") igualmente encontrados no comércio. Acontece que com um f/D mais curto, a luminosidade e consequentemente o calor decorrente por parte de um refletor, quando empregado sem cuidados no Sol, fazem com que não raro, e atá com frequência, esse filtro protetor se parta, o que ocorre bruscamente. Evidentemente, trata-se de um risco também passível de acontecer com refratores, (principalmente e igualmente em curto f/D. Quando da observação DIRETA, tanto um como outro tipo de instrumento pode sofrer tal risco se, note-se bem, certas precauções não forem de início tomadas. O autor do presente, que por mais de 22 anos utilizou um refrator de 56 mm (e ainda o utiliza!), depois de ver rompido o filtro negro que acompanhava orioginalmente seu instrumento, o substituiu com certas vantagens por pastilhas feitas do material geralmente utilizado nas máscaras de soldagem. Colocados entre as lentes da ocular, ou mesmo ............., correspondiam muito bem à expectativa. Constatou-se, algumas vezes, um ou outro rompimento, sobretudo 1) quando colocada a pastilha entre as lentes ou, 2), repare-se, entre o olho e a lente de olho, externa, pois, próxima à chamada pupila d saída, emergente, da ocular. Nada de excepcional quanto a isso uma vez como sabemos é ali que ocorre a concentração luminosa e -- no caso do Sol energética (calor) fornecida pela objetiva ou espelho do instrunento. Hoje, felizmente, os fabricantes houveram por bem de contornar tais riscos ou pelo menos de reduzir-lhe os efeitos, rosqueando o filtro solar na parte anterior da ocular da observação. Não raro, todas aquelas que acompanham esses instrumentos adquiridos no comércio dispõem desse sistema. Tal fato é uma vantagem extremamente válida já que ali, como se poderá notar, ainda não ocorre a famigerada e perigosa concentração energética oriunda do Sol.
Entretanto, mesmo assim há que se tomar cuidado. Não se deve alongar uma observação solar em demasia. Manda a prática, a experiência que esta última não deve ultrapassar um ou dois minutos de tempo, feito o que o simples desvio do tubo do instrumento com relação ao astro do dia passa a ser benéfico para não só o olho do observador como para o próprio instrumento. Não devemos esquecer que as oculares são constituídas de lentes, de pequenas dimensões e que, não raro, são compostas (do tipo "Kellner" e variantes, ou mesmo "ortoscópicas", etc.), de maneira que o calor gradativamente acumulado pode muito bem deslocar-lhe as componentes. E se lembrarmos que tais acessórios não são encontradiços em nosso mercado, fácil será avaliar o que pode resultar uma simples precaução, adquirida feito hábito.
E depois, as montagens ditas "azimutais", se encarregam de provocar o desvio do astro visado que, frequentemente atée, abandona o campo da ocular... Assim, não parece existir problema para o observador ciente do problema. Mesmo as montagens "equatoriais" simples, acionadas mediante cabos, podem prestar-se muito bem a esse tipo de manobra, como vemos bastante salutar tanto para o instrumento como para o observador.
Cabe agora tratar da questao do aumento a utilizar. Os pequenos instrumentas a que nos referimos não dspõem normalmente de variada gama de oculares, sendo elas da ordem de 3(forte, médio e fraco aumento), sem contar com a "lente de Barlow"(2x), destinada a dobrar o f/D do instrumento. Embora aparentemente indicado esse acessório nem sempre corresponde à expectativa. O leitor que disponha do mesmo cedo verificará o que dizemos. Em nossa opinião, é a ocular sucetível de proporcionar a observação do disco por inteiro que deverá ser preferida pelo operador. Com ela terá uma imagem total do astro e uma perspectiva equilibrada dos detalhes por ventura existentes à superfície solar. A ocular de 22 mm ( por vezes de 20 mm ) proporciona um aumento de aproximadamente 40x, excelente, pois, para avaliar e abarcar a fotosfera do Sol. A ocular de menor potência tem, além disso, a vantagem de permitir confrontar as dimensões do disco solar com o campo da ocular, o deslocamento do astro, o sentido desse deslocamento, etc. Àquela intermediária (por vezes de 9 mm), com cerca de... 100 x, abarca fração do disco solar, recomendada assim para avaliar qual a área mais ativa, ou situar particularidade. Quanto àa mais potente das oculares, tem elas frequentemente 4 mm apenas de distância focal, proporcionando dessa forma aumentos da ordem de 225x. Pelo que sabemos, esse aumento, quando empregado com as aberturas ópticas objeto do presente programa, é contraproducente. Muito embora tivéssemos, no início, realçado o fator da superabundância de luz quando tratamos do Sol, a limitação imposta pela abertura óptica é de tal ordem que de pronto constata-se a reduzida capacidade do instrumento empregado. Além do que, é bom notar, há sempre o comportamento negativo da atmosfera -- a chamada turbulência atmosférica sucetível de, ela só, comprometer seriamente o tratamento de qualquer instrumento óptico voltado e utilizado para a observação astronômica. Poderíamos acrescentar ainda certos efeitos relacionados com a própria natureza da luz mas ... isso complicaria em demasia nosso programa.
Ao amador bastará saber, pois, -- sobretudo aquele que pretende apenas e simplesmente observar o Sol -- que o aumento empregado não deve ultrapassar asa recomendações impostas pela prática, pela experiência acumulada através de longos anos de paciente trabalho! Mais ainda, tal é a posição de inúmeros observadores (solares ou não), fator de, cremos, irretorquível importância.. Claro, e por que não? poderá o possuidor de pequeno refrator (ou refletor) tentar o maior aumento possível no seu instrumento. Cedo, muito cedo, porém, constatará que isso é praticamente impossível já que fatores outros começam a entrar em linha de conta., tais como debilidade da montagem, dos materiais, etc., fatores esses de fácil presa aos efeitos aparentemente sem importância mas sempre ativos quando da observação astronômica.
Isso nos faz lembrar das condições que devem cercar a observação do Sol. O simples fato de dispor de um pequeno refrator de 60 mm, ou de refletor mais ou menos correspondente, dà a entender que o local não deverá ser de muita escolha...! Se possível, porém, se tente o LESTE ou então o OESTE descoberto (o ideal seria poder dispor de todo o céu...). Na pior das hipóteses o ZÊNITE ou as suas proximidades. Caso contrário, há que deslocar o instrumento para um local adequado, enfim, para quem deseja realmente observar o problema é relativamente secundário. Recorda o autor que por longos e longos anos costumou levar seu refrator de 56 mm em quase todos os locais em que precisou trabalhar...
Inútil realçar o fator constância, sistematica, disciplina: AS OBSERVAÇÕES SOLARES DEVERÃO SER DIÁRIAS! . De nada adiantará fazer três, quatro, meia-dú-zia de observações seguidas e... depois interrompê-las por dias ou semanas. Prevenimos o leitor que isso é relativamente comum. Evidentemente, de nada e para nada servirá sua tentativa inicial. Evidentemente também não é para esses que redigirnos e elaboramos o presente programa de observação.
As observações podem ser feitas em qualquer hora do dia em que o Sol esteja acima do horizonte. Entretanto, aqui também um fator ditado pela experiência. Recomenda esta última que elas sejam realizadas se possível pela manhã. A razão é evidente: a atmosfera ainda está fresca, ou mesmo fria e comporta-se melhor. Se possível, observar-se o Sol quando este ergueu-se bastante, cerca de 30 graus acima do horizonte. Aqui também, não raro até, isso é impossível, impraticável já que o fator tempo disponível ou mesmo o tempo atmosférico obriga o observador a aproveitar as meIhores condições que lhe são oferecidas...!
Não raro, o local onde se encontra tem contra si a aresta de um prédio ou de um obstáculo qualquer.
Há ocasiões, durante o ano, em que o deslocamento do astro é tal que nem às primeiras horas do dia a sua observação torna-se viável. Há, então, que aproveitar o monento em que ele está alto no céu... Aí, entre os diversos acessórios, existe um "cotovelo prismático" sucetível de, se fixado à extremidade do refrator, oposta à objetiva, e após receber uma ocular, permitir a observação do astro ou do céu. Atenção, porem! Ocorre com isso uma inversão ou mesmo um emborcamento do campo, fazendo com que a orientação do astro se modifique. Com a prática. o observador verificará o posicionamento exato sobretudo se der atenção a um determinado agrupamento de manchas. Terá, assim, facilitado seu trabalho de observação. Evidentemente,deixará de usar tal acessório se condições regulares de emprego forem conseguidos. Convém notar que a metodologia da observação tem efeitos benéficos não só no método de observação DIRETO como e sobretudo por PROJEÇÃO. A visão humana ainda se acomoda bem ou mal às variações das imagens diretamente visualizadas pelo olho; o mesmo já não acontece na PROJEÇÃO uma vez que as imagens projetadas são mais afetadas pela agitação atmosférica, as ondas caloríficas agindo mais acentuadamente mas irregularidades. Assim, se na visão direta, o olho pode, numa fração de segundo, dicernir o detalhe fugaz, impreciso, tal não acontece no método oposto, agravado que se vê -- note-se bem isso -- pelas dimensões reduzidas do elemento óptico utilizado. De fato, uma objetiva de 60 mm não tem senão condições de muito restritas para projetar uma imagem suficientemente luminosa e, o que é pior, dentro das condições que acima mencionamos, quais sejam aproveitando situações nem sempre favoráveis! É sobretudo por tal razão, principalmente pela carência de rendimento revelado pelo método de PROJEÇÃO quando comparado com o DIRETO que recomendamos vivamente este ultimo na observação do astro do dia.
Aqueles que, eventualmente, dispuserem de aberturas ópticas mais importantes, claro está que o método de PROJEÇÃO proporciona bom rendimento. Poderão eles utilizar assim -- o que é recomendável -- discos de projeção ou "discos helioqráficos" , que apresentam a vantagem de possuiremn as coordenadas solares, reproduzindo desta maneira a posição aparente do Sol com relação ao observador terrestre. Com um diâmetro da ordem de 10 cm, ou então de 140 mm, reproduzem em escala as dimensões do astro do dia. Dotados de meridianos e paralelos, permitem esses discos situar e posicionar o grupo ou a mancha projetada, facilitando a determinação de suas coordenadas. Importante como se vê tal sistema, tal método do qual falaremos mais adiante.
3. AS MANCHAS E OS GRUPOS DE MANCHAS -- O "NÚMERO DE WOLF" -- AS EFEMÉRIDES FÍSICAS DO SOL (os valores de P, de B0, de L0) -- ADENDO.
Evidentemente, não poderemos extender-nos acerca dos pormenores relativos à evolução de uma mancha solar. Há obras, de vulgarização ou não, que tratam disso. Vide a indicação bibliográfica no fim deste trabalho. Limitar-nos-emos em dizer que as manchas podem se revelar tanto isoladas como em grupos. Assim, é importante determinar diariamente o que se convencionou chamar de "Número de Wolf" e que relaciona o número de manchas individuais com o número de agrupamentos. Para tanto, existe uma pequena fórmula sucetível de determinar tal número:
R = 10 g + f, sendo: R = "Numero de Wolf"
g = número de agrupamentos
f = número de manchas.
Cada observador pode, consequentemente, determinar o seu próprio "número de Wolf" e confrontá-lo com outros, principalmente aqueles obtidos por associações de observadores solares. Pode, assim, contribuir com estas ultimas.
O "número de Wolf" é, pode-se dizer, o espelho bastante fiel daquilo que ocorre no Sol, na sua fotosfera.
Mas para chegar a identificá-lo torna-se necessário saber determinar a posição de uma mancha, ou de um grupo de manchas nessa superfície, ou seja a latitude e a longitude solar. A coisa vai se complicar agora um pouco mas, esperamos, deverá ser facilmente compreendida. Como sabemos, e à semelhança da Terra cujo eixo não é perpendicular ao plano de sua rotação, o Sol também é inclinado de cerca de 7 graus sobre a eclíptica. Conforrne a época do ano, essa inclinação tende a ocasionar variações de aspectos, fazendo com que o eixo do Sol se volte para Leste ora para Oeste, ou seja, tomando inclinação positiva (+) ou (-) e, passando por um valor igual a zero (0) voltar-se para cada uma dessas posições cujos índices extremos alcança num intervalo de tempo de cerca de 3 meses. Vale notar que a leitura da inclinação do eixo polar pode ser conhecida através da consulta a qualquer bom Anuário Astronômico (que a reúne sob o título de "Efemérides Físicas do Sol". Como de praxe, são três os elementos que figuram nessas Efemérides, a saber:
P = ao ângulo de posição do eixo polar com respeito ao ponto N.
Esse ponto é obtido na interseção da circunferência
disco solar com a linha imaginária que passa pelo centro do disco e
pelo polo norte celeste.
B0 = latitude heliográfica do centro do disco.
L0 = longitude heliográfica do centro do disco.
Tais elementos são, evidentemente importantes. Entretanto, um deles tem prioridade quando se trata de executar uma observação, seja ela visual ou por projeção. Ao reproduzir-se, digamos assim, tal observação há que se respeitar a inclinação do eixo polar, o B0, seja ela "positivo", "negativo", ou de valor zero. Os diferentes aspectos tomados pelo Sol durante o ano estão incluídos no presente trabalho e dão uma idéia concreta, digamos assim, de sua importância.
Vale, outrossim, notar que por ocasião da observação por projeção é recomendável utilizar discos que correspondem com grande aproximação ao ângulo da inclinação que o eixo polar solar possui na mesma data.
Se B numa dada ocasião for positivo (+ ), devemos fazer com que haja coincidência da parte superior do disco heliográfico correspondente ( D = + ..., para exemplificar). Esses discos, constituídos de um jogo de 8 unidades, são importantes mas dispensáveis para o programa em pauta. Sua importância reside no fato de levarem em consideração os elementos B0 e L0. A elaboração de tais discos podera ser objeto, quem sabe, de trabalho futuro quando a observação do Sol alcangar índices mais intensos. No caso que ora nos ocupa bastará o observador saber considerar o ângulo de inclinação do eixo polar na data da observação, o que poderá conhecer, como vimos, pela consulta de qualquer anuário astronômico digno de tal nome.
ADENDO
A fim de orientar o observador que tenha optado pelo método de PROJEÇÃO os dados que se seguem poderão ter alguma utilidade. Dispondo de um disco de 100 ou 140 mm trate de demarcar duas linhas finamente porém nitidarnente nítidas nesse disco materializando o polo e o equador do astro. Em seguida, mediante um transferidor inscrever o ângulo correspondente ao valor P para a data da observação. Verificar se esta inclinação ée "positiva" (+) ou "negativa" (-). Dois minúsculos traços, posteriormente ligados por urn traço firme, de regua. serão suficiente. Esse traço demarcará o novo equador solar em função do valor de P que lhe é perpendicular. Poderá, querendo, acrescentar os valores de B0 e L0 a fim de ter tais elementos ao alcance da vista. Lembramos entretanto que sua participação na observação será praticamente nula uma vez que somente os discos anteriormente mencionados é que têm condições para demonstrar tais valores de B0 e L0. Feito isso, fazer coincidir a imagem projetada pela ocular do instrunento de maneira que esta abarque perfeitamente o disco desenhado. Evidentemente, a esta altura o observador terá montado o suporte de que é provido seu telescópio ou, na falta desse, providenciado a construção de um. A título de orientação, deverá prover um anteparo fixo ao tubo de seu refrator a fim de projetar sombra, sempre benéfica, sobre a prancheta ou anteparo de observação por projeção. O emprego de telescópio do tipo clássico (disposição "newton") não requer tal anteparo projetor de sombra. A simples movimentação da imagem solar, o seu deslocamento, dará ao observador a orientação Leste-Oeste. Identificada essa deslocação, tratará então o observador de alinhar o disco de maneira que a perpendicularidade Norte-Sul seja exata. O resto, bem, o resto pertence à observação propriamente dita, ao registro e à identificação dos agrupamentos ou manchas isoladas, etc. Como já acenado, o pequeno diâmetro do disco de projeção, a escala algo reduzida dos acidentes assim registrados, limitará e muito o levantamento a ser feito. 0 método, repetimos, é completamente desprovido de riscos mas... mostra-se bastante insuficiente se não se dispuzer de um disco suficientemente grande e luminoso o que só pode ser obtido quando do emprego de abertura óptica adequada . É precisamente por tal razão que optamos pela observação DIRETA sucetível, como se sabe, de proporcionar melhores resultados, pelo menos no que respeita o registro dos pequenos detalhes. Para contrabalançar, a observação por projeção tem a seu favor -- sobretudo nessa fase de primeiro contato por parte do principiante -- maior precisão no posicionamento dos agrupamentos e manchas solares. Caberá, pois, ao observador optar através do tempo qual o método que lhe convém, isso em função do equipamento utilizado, do tempo disponível, do local onde observa, etc.
* * *
Mas... temos que falar das manchas, dos agrupamentos que, com frequência variável, são registrados à superficie do Sol, ou mais exatamente na sua fotosfera. Existe há tempo uma classificação oficial de tais manchas. É ela conhecida como "Classificaqao do Observatório de Zurich". Trata-se de um observatorio suiço (Zurich), especializado no estudo do Sol. Há outras classificações mas nada falaremos delas.
A fim de atender às necessidades do observador que assim terá uma idéia bastante exata do que seja essa classificação, podendo utilizá-la para confrontar suas próprias observações, decidimos incluí- la. Ei-la:
Tipo A: Pequeno poro isolado ou grupinho de pequenos poros.
Tipo B: Grupos mais evidentes de poros e grupos de poros em formação bi-polar.
Tipo C: Uma mancha pequena ou média e poros em formação bi-polar.
Tipo D: Grupos bi-polares com duas ou três manchas e alguns poros intermediários.
Tipo E: Grupo grande forrado de grandes manchas e muitos poros.
Tipo F: Grupo grande com manchas extensas de forna irregular e muitos poros.
Tipo G: Duas grandes manchas em disposição bi-polar e poucos e pequenos poros intermediários; ou então uma grande mancha e poros em disposição bi-polar.
Tipo H: Grande mancha central com poros efêmeros em sua proximidade; ou ainda, grupo compacto de manchas de tamanho medio formado pela subdivisão de um grupo maior.
Tipo I: Mancha de forma regular; ou então pequena mancha em processo de dissolução
Outrossim, convém notar que ocorre certo processo de evoluçãoo na morfologia das manchas. Este pode ocorrer da seguinte forma:
A B A - A B C A - ABCDCBA - A B C D F H H I A
Indicamos, alhures, a Classificação segundo Zurich, a fim de dar melhor idéia dessa morfologia.
4. AS CONDlÇÕES AMBIENTAIS DA OBSERVAÇÃO
Dois elementos bastante importantes devem acompanhar a observação: um diz respeito à porcentagem de nebulosidade e o outro à visibilidade.
O primeiro diz respeito ao estado do céu no momento da observação. É hábito dividir-se todo o céu visível (180o) em 10 partes e contar quantas partes do mesmo têm nuvens. Esse número é, então, anotado.
Quanto ao registro da visibilidade pode ser ela indicada de maneira algo empírica: E, excelente; B, boa; R, regular; M, má, ou ainda P, péssima. Tais índices devem refletir a nitidez e a precisão com que se projetam as manchas. Valem eles também para a observação direta.
5. A OBSERVAÇÃO DIRETA
Providenciada a utilização do pequeno filtro protetor diante da ocular de observação, assim como a verificação da limpeza da objetiva e também das oculares a serem utilizadas, o observador deve dispor seu instrumento de maneira a ter a melhor e maior área disponível do céu. Se esta for reduzida, deve se arranjar a fazer o melhor uso e isso no mais rápido tempo possível. Ainda hoje, o autor do presente, residindo em pleno centro de Campinas, num 5o andar de um edifício, recorre à mesma técnica, ao mesmo estratagema. Sobretudo na época em que este trabalho esta sendo elaborado, ou seja em pleno inverno, a pronunciada declinação boreal do Sol o obriga a aproveitar não mais que meia-hora se quizer realizar sua observação logo pela manhã..! Claro, o céu precisará estar limpo, descoberto para que ela ocorra. Mais tarde, ainda durante o período da manhã, terá que aguardar que o Sol reapareça após ter sido obliterado por alto prédio. Se não o fizer nesse segundo estágio, terá que postergar a observação do dia para o fim da tarde, desta feita a Oeste, dispondo apenas de alguns graus celestes. Isto no inverno , note-se. Claro é que tais condições dizem respeito à impossibilidade de ir-se ao "CAPRICÓRNIO" onde, como sabemos, todo o céu é visível. Falamos, evidentemente, para o observador que se vê limitado tanto ao instrumento como à disponibilidade de local para utilizá-lo.
Através do aumento intermediário mas sucetível de proporcionar o disco por inteiro, trata o observador de focalizar ao máximo a imagem formada pelo seu instrumento e, numa avaliação de início rápida, abarcar todo o disco solar. Identificados os quadrantes, o que irá fazendo aos poucos, gradativamente, de maneira a familiariza-se com seus aspectos, irá aprendendo que tal mancha ou tal agrupamento avançou de tanto, alterou-se na forma, na disposição, nos detalhes. Tal constatação -- não há nenhum desmérito em mencioná-lo não é imediata, antes, levará algum ternpo. Há qualquer coisa de magestoso na evolução dos acidentes solares, na rotação do astro que só gradativamente estará ao alcance do observador principiante. Este não pode esquecer que o Sol gira sobre si em um período de pelo menos 25 dias...! E isso no equador! Regiões há que requerem até mais de 30 dias, nas regiões polares. Assim sendo, por quase uma quinzena de nossos dias, uma mancha, um grupo podem ser acompanhados através do disco solar. Tal constatação é particularmente notada com os grandes agrupamentos dos tipos G ou H da Classificação de Zürich. Por vezes é uma modesta mancha, bem contornada, pequena en proporções que completa esse periplo. Outras, segundo certas estatísticas, não só completam o perímetro solar mas perfazem várias rotações!...
Feito o reconhecirnento do disco solar passa o observador a atuar por hemisfério, ou mesmo por quadrante. Primeiro o NORTE, ou SUL, como queira, procurando dividir mentalmente a grande linha do EQUADOR que -- o que é muito importante -- pode ser reto mas, com muito mais frequência, arqueado e diretamente em função da latitude do centro, B0. Aliás, o equador reto só tem lugar duas vezes por ano apenas, entre 5 e 6 de janeiro e 7 e 8 de julho. Em todas as outras épocas, o equador solar encontra-se arqueado para cima ou para baixo. É bom não esquecer esse detalhe.
Mentalizadas as diversas posições, pode-se iniciar a operação de contagem, ou antes, a identificação dos tipos de manchas, de grupos. Claro, isso irá depender e muito do programa empreendido. Quando se empreende o estatistico, nem sempre o tipo de mancha ou de agrupamento é levado em linha de conta, salvo quando se trata de grandes exemplares, dos tipos G e H mencionados anteriormente. Para o "número de Wolf", entretanto, o que vale é a contagem. Uma mancha isolada representa 1 grupo com 1 mancha. enquanto que 1 mancha constituída de 2, 3, ou ... 5 núcleos constitui por sua vez 1 grupo com 2, 3, ou ...5 manchas. Para avaliar isso melhor, ver desenho reproduzindo essa possibilidade.
Aliás, além dessa contagem de manchas e de grupos de manchas necessária para a obtenção do "numero de... Wolf", devem ser igualmente contados quantos são os grupos e manchas que há no hemisfério Norte e quantos grupos e manchas há no hemisfério Sul. Daí a necessidade de identificar-se e muito bem a linha do Equador. O levantamento estatístico deste ou daquele hemisfério, sua atividade é, assim, uma necessidade.
Os dados assim obtidos serão na sequência dispostos em forma de tabela, encabeçãda por dados pertinentes ao observador, local, instrumentos e ocular utilizados, métodos de observação e mês da observação. Uma sequência de colunas verticais receberá, por ordem, da esquerda para a direita, a DATA, a HORA DA OBSERVAÇÃO (em TU, ou "Tempo Universal"), o No TOTAL DE AGRUPAMENTOS, o No TOTAL DE MANCHAS, o No de... WOLF, o No DE GRUPOS DO H.NORTE, o No DE GRUPOS DO H.SUL, o No de MANCHAS DO H. NORTE, o No DE MANCHAS DO H.SUL, o FATOR DE VISIBILIDADE associado ao FATOR DE NEBULOSIDADE e as OBSERVAÇÕES, reservadas as particularidades eventualmente registradas durante a observação (névoa. nevoeiro...). De acordo com o(s) programa(s) empreendido(s) poderá o observador registrar as posições em longitude e em latitude solares das manchas e/ou agrupamentos, ou ainda sua evolução morfológica segundo a classificação de Zürich. Somos, porém, de opinião que para chegar a isso o observador deverá dominar com facilidade a técnica da identificação, do posicionamento, para não dizer a da orientação dos mesmos, coisa não nuito fácil e nem sempre facilmente acessível ao seu pequeno instrumento.
O programa de ordem estatístico é relativamente fácil, como por exemplo aquele estabelecido pela "Solar Division", da AAVSO(EE.UU). Entretanto, pode revelar certa complexidade como aquele conhecido por "INTER-SOL PROGRAM", de entidade de Paderborn(Alemanha Federal), quando minúcias referentes a núcleos e penumbras das rnanchas são requisitadas, isso sem contar com o registro de minúsculos poros disseminados ou não pela fotosfera solar. Aí também, entra em jogo a abertura óptica, a resolução de detalhes... Programa de posicionamento, como aquele da "Conmission du Soleil", da SAF (França), algo mais delicado já que exige um mínimo de precisão ( 1o na superfície solar). Nesse programa, e a não ser que haja grande experiência na avaliação quando da observação pelo método direto, o de projeção é altamente recomendável, sobretudo quando os discos com coordenadas são utilizados. Nesse caso a precisão é praticamente total, alcançando índices extremamente exatos quando a abertura óptica empregada for considerável.
Sem levar em conta aos programas de associações estrangeiras, podemos considerar aquele organizado pela nossa UBA -- UNIÃO BRASILEIRA DE ASTRONOMIA que congrega a astrônomos de todos os quadrantes brasileiros, inclusive profissionais, e que através de sua "Seção Solar" empreende a dinamização da observação do astro do dia em nosso País. Afora a contagem de natureza estatística, ocorre um programa de ordem morfológica que, de tempos em tempos, entra em operação, acompanhando o desenvolvimento, o comportamento, a evolução enfim, de certos agrupamentos ou manchas registrados à superfície do Sol. O observador, se registrado e tendo contribuído ativamente com a "Seção Lunar", é notificado sendo convidado a acompanhar o comportamento de determinado agrupamento, de determinada mancha. Um levantamento estatístico é, então, feito e, sendo o caso, encaminhado às instituições que, interessadas, se comprazem de bom grado em receber cooperação de todos os lugares, de todos os países.
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Como já mencionado - o que nunca será demais lembrar é o Sol a única estrela sucetível de revelar a observação aspectos e comportamentos impossíveis de serem detectados em qualquer outra! Pode ser que tais fenômenos, esses mesmos objetos de nosso estudo, ocorram até em muito maior escala nesta, naquela ou em qualquer outro Sol que, aos milhares, aos milhões existem nos espaços siderais. Pode ser, mas... O fato é que tais fenômenos são observados e até com certa facilidade por nossos pequenos instrumentos, até agora considerados "brinquedos ópticos"...! Há, também, observatórios destinados unicamente à observação de nossa estrela, o Sol.
Não haveria, pois, alguma razão para isso?!
Que responda o leitor, ou melhor, o interessado em dar ao seu até então "pequeno refrator" certa finalidade!...