Página Solar Jean Nicolini
orientação prática para a observação solar

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Roteiro Prático para a Observação e o Registro de Manchas Solares

O presente texto (45 pgs impressas)
substitui o anterior (18 pgs impressas) sobre o mesmo assunto.
No texto aqui apresentado foram feitas alterações
na tentativa de enriquecê-lo com mais informações de apôio
aos observadores solares, em especial aos que estão a se iniciar.

01.0 Apresentação
02.0 Horário da Observação
03.0 Latitude, Longitude, Declinação magnética
04.0 O telescópio e o tipo da observação
05.0 Os filtros solares
06.0 Como estimar a Nebulosidade e o "seeing"
07.0 Como identificar grupos e manchas
08.0 Como desenhar grupos e manchas
09.0 Fixação dos pontos cardeais do Sol
10.0 Como classificar grupos de manchas
10.1 Sistema de Classificação de Zürich-Waldmeier
10.2 Sistema de Classificação de McIntosh
10.3 Sistema de Classificação por Valores (Malde)
10.4 Sistema de Classificação Magnética (Mount Wilson)
10.5 Sistema de Classificação por Áreas
10.6 Outros Sistemas de Classificação
11.0 Como terminar o Relatório
11.1 O fator "k"
12.0 Interpolando os dados para o horário da observação
13.0 Um plano para os que se iniciam na observação solar
14.0 Conclusão

1. APRESENTAÇÃO

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Esclarecimentos preliminares: 1) o presente trabalho, como o próprio nome já sugere, implica em alguns conhecimentos sobre o Sol e a observação solar. Por isso, está pressuposto que o leitor já leu os dois projetos solares da Rea colocados neste site. Se ainda não foi feito, por favor leia-os primeiro; 2) dentro as numerosas formas que existem para se observar o Sol, esse trabalho se refere apenas à observação das manchas solares por amadores.

Só nas últimas décadas tem aumentado o número de observadores solares no Brasil. A astronomia noturna costuma ter mais apelo aos que se iniciam nos seus mistérios e esplendores. Porém, a chegada da era espacial e as sondas especiais (SOHO, TRACE, por exemplo) colocadas bem acima da poluição ambiental produzida pelo planeta, e destinadas exclusivamente a estudar o Sol e sua influência sobre a Terra, com consequente divulgação dos dados obtidos nos jornais e Tvs deram o toque final para colocar aos iniciantes em astonomia o Sol como um objeto digno de estudos. Além disso, o advento da Internet tornou possível estar também em contato com o que se faz no resto do mundo na área da observação solar. A observação solar tem um apelo diferenciado: não apenas é possível realizá-la com instrumentos modestos, como um simples refrator de 60mm de abertura, como ela pode ser efetivada durante o dia, podendo ser interessante porta de entrada à astronomia para os que, à entrada da adolescência, são estudantes e têm algum tempo disponível durante a jornada diária. A vida cada vez mais concentrada nas grandes cidades, com o incremento da poluição luminosa noturna, é um outro incentivo indireto à observação solar. Uma sessão de observação solar, tal como a que será explicada a seguir, demora por volta de 15 minutos.

Não está nos objetivos deste trabalho falar especificamente sobre a física envolvida pelo fenômeno das manchas solares. Essa informação poderá ser buscada, com relativa facilidade, na seção de "links" desta Página Solar Jean Nicolini, para onde são remetidos aqueles que necessitarem dessa informação. Não obstante, o coordenador da área (e responsável pela Página Solar), apesar de se considerar apenas iniciante em física solar, estará sempre disponível para qualquer orientação para aqueles que o desejarem. Sobre física solar, e outras informações sobre o Sol, podem ser consultados com grande proveito os excelentes sites abaixo:

Solar Physics (NASA's Marshall Space Flight Center )

Sunspots and the Solar Cycle

Stanford SOLAR Center

Há muitas maneiras de se observar o Sol, e quanto mais complexa ela for mais complexos (e caros) serão também os instrumentos necessários para efetivá-la. O texto que segue é apenas uma explicação esquemática dos principais passos a serem dados para se fazer o registro das manchas solares, seja para a obtenção do número de Wolf (simples contagem dos grupos e manchas), seja para a determinação do diagrama de Maunder (desenho dos grupos e manchas na posição real que ocupam na fotosfera solar). Essa é a maneira mais simples de se iniciar na observação solar, exigindo apenas um pequeno telescópio e um filtro adequado para impedir que a emissão de raios infravermelhos e ultravioletas provenientes do Sol causem dado à visão do observador. O que vem a seguir não deve ser encarado como uma receita, a ser seguida cegamente, mas apenas de uma orientação aos que se iniciam nessa tarefa. Mesmo que o observador não tenha a inteção de desenhar grupos e manchas é importante saber em que hemisférios solares essas manchas se localizam, já que essa indicação é feita por todas as principais organizações internacionais que coletam esses dados (por serem necessários à análise feita posteriormente). O texto apenas esquematiza os passos principais. Demais informações sobre a observação solar devem ser procuradas nos projetos correspondentes emitidos pela REA e também na bibliografia citada (e que fazem parte deste site).

Para elaborar o desenho das manchas solares em uma Ficha de Registro de Observação Solar, será indiferente o uso de um círculo com diâmetro de 4" (10.16 cm) ou o de 6" (15.24 cm). Entretanto o disco maior, utilizado pelas principais organizações de amadores que fazem esse registro (AAVSO - American Association of Variable Stars Observers, BAA - British Astronomical Association, ALPO - Association of Lunar and Planetary Observers, etc.) permitirá uma precisão maior. Além disso, será de maior utilidade quando o Sol estiver com grande quantidade de manchas.

Para obter um modelo dessa Ficha bastará ao observador fazer o pedido ao responsável pela observação solar da REA ( solar@reabrasil.astrodatabase.net ), indicando: nome, e-mail, local da observação (cidade e/ou latitude e longitude), além de seu endereço postal completo (para devolução). Mas o observador também poderá ter o seu próprio modelo de Ficha, desde que ela possibilite, além do desenho, a anotação de todos os dados observacionais que devem ser registrados.

Veja no endereço abaixo vários conselhos práticos, embora genéricos, para os que se iniciam na observação solar:

http://skyandtelescope.com/observing/objects/sun/

2. HORÁRIO DA OBSERVAÇÃO

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O melhor horário para a observação de um astro é sempre quando ele cruza o zênite, porque nessa situação a distância entre ele e o observador é a menor possível e minimiza-se o problema da interferência atmosférica. Não é a mesma coisa com o Sol, pela sua proximidade com a Terra: pode-se dizer que a "janela" ideal para a observação solar é entre 09:00 hs e 15:00 hs, horário local. Entretanto:

1) dentro desse horário, os primeiros horários da manhã são melhores, porque a temperatura ambiente ainda é baixa, permitindo melhores condições de estabilidade de imagem ("seeing");

2) os horários mais próximos ao meio dia são os piores, já que estando o Sol a pino, gerará intenso calor dentro do tubo do telescópio, o que poderá ser perigoso aos elementos internos colados, problema esse que não afeta os refratores;

3) e, antes ou depois desse horário as bordas do disco solar apresentam um certo movimento, "tremem". E embora não seja tão perceptível quanto o é nas bordas, todo o disco solar apresenta esse movimento, que dificulta a observação. É comum, numa situação dessas, o observador "ver" dois pequenos pontos muito próximos, que identifica como duas manchas, quando na verdade trata-se de uma só. Isso não passa de uma "ilusão". O "tremor" na fotosfera solar é, em realidade, uma turbulência atmosférica terrestre e é devido a flutuações na temperatura do ar, sendo o resultado do aquecimento térmico de correntes convectivas provocado pelo aquecimento do solo. Esse problema é muito maior durante o dia que à noite, e deve ser considerado pelos observadores solares na escolha do melhor horário observacional. Tudo considerado, porém, já se disse que "o melhor horário é aquele que você conseguir". Se possível, seria conveniente que a observação solar diária fosse feita aproximadamente no mesmo horário.



3. LATITUDE, LONGITUDE, DECLINAÇÃO MAGNÉTICA.

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A primeira coisa a fazer, preparando-se para uma observação solar, é colocar o telescópio em posição. Se o observador tiver a sorte de poder ter uma posição fixa para colocar o telescópio, essa tarefa será feita apenas uma vez. Para a maioria dos observadores, entretanto, essa será uma tarefa a ser executada a cada nova observação solar. Para colocar o telescópio na correta posição será preciso, primeiramente, saber a longitude e latitude do local de observação. Se o observador mora em zona urbana, esse dado poderá ser facilmente obtido junto à Prefeitura Municipal local. Havendo dificuldades, consulta ao IBGE - Instituto Brasileiro de Geografia e Estatística poderá ajudar. Habitando em zona rural, será necessário mapa da região para a obtenção do dado por interpolação gráfica. Esse último ponto também vale para cidades de grande extensão.

Mas o meio mais simples (e seguro) será a obtenção desses dados por meio de um GPS - Global Positioning System. Como esse aparelho, do tamanho de um celular, está se tornando comum, com um pouco de sorte e pesquisa se descobrirá alguém que o tenha e concorde em emprestá-lo por poucos instantes.

A latitude e a longitude do local será imprescindível para a determinação da sua declinação magnética. Sabe-se que os polos magnéticos da Terra não coincidem com seus polos geográficos. Essa diferença que existe entre o polo magnético e o polo geográfico (trata-se, na verdade, de um ângulo) é chamada de "declinação magnética": ela varia para cada local da superfície terrestre (além de variar no mesmo local com o correr do tempo) e precisa ser conhecida para que se possa colocar o telescópio em posição adequada de uso.

Para se encontrar esse ângulo é preciso se usar uma Carta Isogônica do Brasil (publicada pelo Observatório Nacional), onde estão registradas as linhas isogônicas, que são linhas de igual declinação magnética. A seguir deve ser usada a Carta Magnética do Brasil, que registra as "curvas de igual variação ânua de declinação", a partir da qual se pode calcular por interpolação gráfica o valor anual da declinação. Somando-se os dois valores, encontra-se o ângulo procurado.



De posse do valor da declinação magnética será fácil, com a ajuda de uma bússola e de uma rosácea (pode-se fabricar uma facilmente, com uma folha de papel acartonado, regua e esquadro), colocar o tubo do telescópio alinhado com a linha norte-sul geográfica, com a boca de entrada dos raios luminosos voltada para o polo sul terrestre. Para que a boca do telescópio esteja voltada para o Polo Sul será necessário que entre o tubo e o plano horizontal haja um ângulo igual ao da latitude do local. Observe-se, por fim, que o piso onde ficará o telescópio deverá estar nivelado.



4. O TELESCÓPIO E O TIPO DA OBSERVAÇÃO

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A partir desse ponto há dois caminhos: observação direta ou por projeção de imagem. Isso vai depender, em parte, do telescópio utilizado. O método de projeção de imagem (em uma parede ou um anteparo), não deve ser utilizado pelos que possuem telescópio com elementos internos colados (o mesmo valendo para a ocular utilizada), já que o calor provocado pelos raios solares dentro do tubo do telescópio será intenso, podendo descolar esses elementos. Se for utilizado o método da observação direta, há necessidade de se certificar, previamente, da eficácia e bom estado do filtro solar que será colocado na boca do telescópio. Em resumo, ou se usa um filtro solar de boa qualidade (para se fazer observação direta) ou se observa por projeção de imagem (quando o refrator passa a ser essencial).

Na observação solar por projeção se tem facilidade para saber o local exato da mancha na superfície do Sol (mas se perdem pequenos detalhes de manchas bem esmaecidas). A observação direta revela bem esses detalhes (embora haja dificuldade para se localizar a mancha no exato local em que se encontra na fotosfera solar). Na verdade, o método observacional ideal aqui seria a utilização de uma combinação desses dois: primeiramente, a observação por projeção e, após, a especificação de todos os detalhes em uma observação direta. A quase totalidade dos observadores solares, entretanto, deve ter que optar por um dos dois. Para uma simples contagem de grupos e manchas, o método da observação direta deve ser o preferido, mas para fazer-se o diagrama de Maunder o método de observação por projeção deve ser o escolhido. Em linhas gerais, se o observador conseguir ter uma superfície bem plana, perpendicular aos raios que saem do telescópio, o método da observação por projeção deve ser o escolhido.

Nos livros sobre observação solar podem ser encontrados modelos de anteparos para a projeção de imagem. Esses modelos -- todos eles -- estão de alguma forma ligados mecanicamente ao telescópio e, por isso mesmo, servem apenas para a observação propriamente dita (ou fotografia). Se o observador quiser fazer o desenho das manchas esses modelos não servem. Por estarem ligados ao telescópio a simples colocação do lápis em sua superfície já tira todo o sistema do lugar. O sistema ideal aqui é usar o celostato (2 espelhos, imagem do Sol fixa) ou o heliostado (1 espelho, a imagem do Sol executa um giro completo em 24 horas), porque nesse caso o telescópio pode ficar na posição horizontal (fixa) e a ocular (colocada após o prisma) pode direcionar a imagem para baixo, sobre uma mesa por exemplo, onde grupos e manchas poderão ser desenhados com comodidade e facilidade. Outra possibilidade é montar um suporte móvel, sem contato mecânico com o telescópio, que possa receber perpendicularmente os raios que saem do telescópio.

1. O refrator fica colocado horizontalmente, na posição "I".
2. Junto ao espelho primário "C" está o motor que o movimenta, girando com metade da velocidade do movimento diurno.
3. O espelho secundário "H" admite movimentos manuais de ajuste (prévios à observação), pois sua função é direcionar os raios para dentro do refrator.
4. Os dois conjuntos de espelhos podem ser movimentados (para frente ou para trás) para dar conta da posição do Sol durante as estações do ano, como mostra o desenho (Sol em "E" ou em "F").
Fonte: Albert G Ingalls, editor, "Amateur Telescope Making".

Celostato de 130mm, costruído por Rogério Marcon (Rea/Brasil)
Os raios solares são direcionados para dentro de um cômodo fechado, onde se encontra o refrator.

No caso da observação direta ou da observação por projeção, pode-se ter ainda um pouco mais de conforto durante o processo observacional se se conseguir diminuir bem o brilho dos raios solares que passam por fora do telescópio, colocando uma espécie de "colarinho" ou anteparo (feito com um pedaço de cartão preto ou uma placa de isopor (de 2 cm de espessura) em torno da boca do telescópio. Isso funciona muito bem, exceto nos dias em que há vento: nesse caso o anteparo servirá para desestabilizar totalmente o telescópio, e seu uso deve então ser evitado.



5. OS FILTROS SOLARES

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Um prévio esclarecimento: quando se fala de filtros para a observação solar, faz-se referência aos chamados "filtros de abertura", aqueles que são colocados à boca do tubo do telescópio e que impedem a entrada do (intenso) calor gerado pelos raios luminosos para dentro do telescópio. Não se deve observar o Sol com os chamados "filtros de ocular", exatamente porque podem ser facilmente trincados pelo calor existente dentro do tubo.

A importância dos filtros na observação solar está, principalmente, em bloquear a entrada da radiação eletromagnética dentro do telescópio, evitando assim que ela possa causar danos (ao telescópio ou à visão do observador), parcial ou completamente. Como o Sol é uma estrela que está a apenas 150.000.000 km de distância da Terra, a intensa radiação eletromagnética que ele nos envia, em forma de calor, luz, ultravioleta, infravermelho, podem danificar irremediavelmente tanto o telescópio como o globo ocular do observador. Esses filtros deixam passar apenas 1 milionésimo da radiação solar, protegendo dessa forma o observador e seu instrumento. Sua vida útil costuma variar entre 10 anos (os de polímero) e 15 anos (aqueles de liga de vidro). Não existe até hoje nenhum registro de prejuízos à visão causados por esses filtros.

Há dois tipos básicos de filtros solares: os de polímero e os de vidro (na realidade, trata-se de uma liga que inclui até aço). Ambos são fabricados pelo sistema de dupla face, ou seja, trata-se de um filtro de cada lado, transformados em um só durante sua fabricação. Essa é uma proteção a mais, destinada a eliminar falhas micrométricas durante o procedimento industrial. As cores em que o Sol é visto também costumam variar: azul, laranja, branco. Além disso, há filtros especiais utilizados exclusivamente para fotografia solar.

Recomenda-se ao observador solar guardar e manusear esses filtros solares com extremo cuidado. Os fabricantes referem-se, todos, explicitamente a esse ponto. Pelo mesmo motivo, se a observação for interrompida por alguns instantes o filtro não deve permanecer à entrada do telescópio. Deve ser retirado.

Existem vários filtros (de abertura) de boa qualidade disponíveis para a observação solar, tanto os de polímero quanto os de vidro. O mais conceituado nos últimos anos tem sido o polímero da Baader Planetarium. Apesar do Sol aparecer na cor branca, permite um contraste maior entre a sua superfície e as manchas escuras. Nos endereços abaixo o observador solar poderá entrar em contato com os fabricantes/revendedores. Esses filtros podem ser importados com facilidade via Correio normal, restando analizar apenas os valores que deverão ser dispendidos.

1) JMB Inc (736 Oak Glen Circle - Fall Branch, TN 37656 - USA)

2) Thousand Oaks Optical

3) Baader Planetarium

4) Astro Physics (revenda Baader nos EUA)

A Baader Planetarium vende apenas a folha de polímero.
O porta-filtro que a acondicionará deve ser montado pelo comprador.
A sugestão de confecção abaixo é da própria Baader.


Primeiro passo:
montar um cilindro com papel acartonado.


Segundo passo:
montar a célula contendo o polímero.


Final:
ligar cilindro e célula para obter o filtro.


O filtro (aqui diafragmado) sendo encaixado na boca do telescópio



Interessantíssimas observações sobre a confeção caseira de filtros solares e a importância (pouco levada em conta pelos observadores solares) da ventilação podem ser encontrados no site do observador solar norueguês Jon Bent Kristoffersen (vive atualmente na Ilha da Creta, no Mediterrâneo, onde faz pós-doutoramento em biologia marinha).

Confira no endereço abaixo:

http://home.no.net/jonbent/Sunobserving.html

Além dos filtros, uma outra maneira de reduzir a luz intensa proveniente do Sol, para facilitar a observação, é o uso do chamado "prisma solar", que pode ser utilizado tanto para observações visuais quanto para fotografar.

Como exemplo, pode-se citar o "Herschel Optical Wedge", oferecido pela Baader Planetarium, firma alemã que também, como já se viu, comercializa os filtros feitos com polímeros.

O filtro está ilustrado acima e abaixo estão suas características:
Entrada: 2" (no modelo mostrado)
Saída: oculares para 2" ou 1" 1/4, e também para adaptadores de câmeras
Método de redução da luz: reflecção
Transmissão da luz: ± 90%
Absorção da luz: ± 5%
Total de luz reduzida: ± 95%
Tipo de imagem resultante: invertida

Conselhos do fabricante: por razões de segurança, deve-se ser cuidadoso na observação solar. Ao usar esse prisma deve-se seguir as seguintes instruções de segurança:
1. o prisma Herschel deve ser urilizado apenas em refratores;
2. não usar o prisma com telescópios do tipo Schmidt-Cassegrains, Maksutovs ou Newtonianos;
3. para observações visuais, usar o prisma com um filtro ND 3 e um filtro polarizador;
4. rosquear os filtros na ocular;
5. não colocar nenhum filtro na frente do prisma (ou seja, no lado voltado para o telescópio).



6. COMO ESTIMAR A NEBULOSIDADE E O "SEEING"
O registro da nebulosidade e do "seeing" na Ficha de Registro constitui elemento importante para a análise da observação. Por isso, esses itens devem ser anotados com critério e, principalmente, com objetividade. Expressões como "regular", por exemplo, para identificar o seeing, sem nenhuma outra informação adicional, dão margem à subjetividade, que deve estar ausente de um trabalho sério do astrônomo amador. Relativamente à nebulosidade entretanto, não é ela item absolutamente necessário em uma Ficha de Observação Solar. Não são todas as organizações que observam o Sol que a estimam. Porém, como elemento histórico ela tem valor para a REA já que vem sendo anotada desde que se começou a observar o Sol.

Nebulosidade
A nebulosidade é medida em percentuais de céu coberto por nuvens. Esse percentual é em geral marcado em etapas de 10 em 10, admitindo-se eventualmente uma divisão intermediária de 5 em 5. Ou seja, 10, 20, 30, etc., ou, 05, 10, 15, 20, 25, etc. Não há necessidade de uma especificação mais precisa. Na prática, como é rara a ocasião em que se tem um céu de 360° para poder estimá-la, pode-se tomar 180° do céu (ou até mesmo 90°, em casos mais extremos) e verificar, nessa amostra, a quantidade percentual coberta por nuvens. Estende-se então o valor encontrado para todo o céu. Embora possam existir outras técnicas para se encontrar um valor para a nebulosidade, essa é bem simples e acessível a todos. Desnecessário dizer que uma nebulosidade de 100% impede a observação. Por isso, naqueles dias de intensa nebulosidade, quando se pode observar apenas naqueles poucos momentos em que aparecem pequenas faixas de ceu não cobertas, o observador deve dar à nebulosidade um valor de, digamos, 95 a 99. Há ocasiões em que se tem um céu sem nuvens em apenas uma parte, estando coberto o céu justamente no caminho do Sol. Nesse caso, a nebulosidade a ser considerada é aquela que cobre o Sol.

Seeing
Apesar da palavra ser originada na lingua inglesa, está de tal forma aceita pela astronomia em todo o mundo que é usada intensamente. Significa a "estabilidade da imagem", fazendo referência às condições da atmosfera que envolve a Terra. O ar que constitui a atmosfera está em constante movimento devido às diferenças de calor aí existentes. Diferenças de temperatura entre o solo e o ar, e diferenças dentro do próprio meio aéreo produzem células de ar em várias densidades, levando a um constante movimento desse meio. Quando a luz proveniente do Sol atravessa essa atmosfera, essas diferentes densidades alteram as propriedades ópticas desse ar, que funciona como uma lente, mudando sua "distância focal" várias vezes por segundo. Isso provoca na imagem solar que está sendo observada redução de contrastes, redução de resolução, mudanças de posição e variações de brilho.

Por isso, há diferença na turbulência que o telescópio capta se a observação é feita, por exemplo, em uma cidade, em campo aberto, ou se há florestas ou lagos nas proximidades. Outro ponto a destacar é que essa turbulência varia durante o ano, já que está ligada basicamente ao calor que está contido na atmosfera, proveniente ou diretamente do Sol ou refletido pela superfície terrestre.

Após esses preliminares, se pode falar com objetividade em uma escala para o seeing. As colunas "Movimento" e "Definição" no quadro abaixo são adaptações derivadas de escala (de Kiepenheuer) utilizada por astrônomos profissionais. Já a coluna "Qualidade Geral" procura chegar a uma condição média de observação, a partir das informações das duas colunas iniciais. Agora sim, se se falar em qualidade "regular" do seeing será possível ser objetivo, porque se sabe exatamente o que isso significa.



7. COMO IDENTIFICAR GRUPOS E MANCHAS

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Este é um dos pontos principais da observação solar, fazendo com que aquele que se inicia nesse tipo de observação leve muito tempo até conseguir identificar com maior precisão um grupo de manchas, separando-o de outro grupo que se encontra nas proximidades. Isso porque os livros sobre observação solar, com raríssimas excessões, não falam nada sobre esse tema e o observador solar deve obter esse conhecimento, ou após muito tempo de paciente pesquisa, ou sendo ensinado por outro observador mais experiente, que também levou muito tempo até aprender a separar grupos próximos.

Uma boa técnica para abreviar esse prazo é fazer desenhos das manchas e grupos a cada observação, para posteriormente compará-los, seja com as imagens obtidas pela sonda SOHO, seja com o belíssimo desenho feito pelos observadores solares de Mount Wilson. Uma comparação diária daquele desenho com os próprios resultados com certeza levará o observador solar a, em muito pouco tempo, ter suficiente confiança em si mesmo para identificar os grupos corretamente. Quanto ao número de Wolf daí decorrente os relatórios da NOAA (diários) e do SIDC (mensais) poderão ser usados como comparativos. Muitas vezes em que o número diverge por valor alto, isso se deve, geralmente, a uma interpretação equivocada, por parte do observador iniciante, dos grupos existentes. Como o grupo, na equação que leva ao número de Wolf, é multiplicado por 10, não identificar um grupo pode levar a um número de Wolf bem diverso. Mas não são apenas os iniciantes que podem errar aqui. Na observação solar em geral os "erros" são constantes (inclusive para os observatórios profissionais) e devem ser vistos como "investimento no próprio aperfeiçoamento". Quando, por exemplo, o seeing não está muito bom não é difícil fazer-se uma interpretação equivocada do que se está vendo. Só se deve falar em "aperfeiçoamento" da observação solar pessoal dentro de prazos razoáveis, no mínimo 6 meses. A cada 6 meses o observador solar poderá sentir que registra melhor o que observa.

Além disso, com um instrumento de menor abertura, como são em geral aqueles utilizados pelos que se iniciam na observação solar, a tendência é que se veja "menos". Não obstante, esse "menos" é (ou deve ser) uma constante observacional que se mantém ao longo do tempo. Um erro comum do principiante é considerar sua observação boa ou ruim se o número de Wolf que obteve está próximo ou distante daquele obtido pelo SIDC (que, na verdade, é a média de um grupo de 40 a 50 observadores). É preciso desde logo evitar essa tentação. Uma boa observação solar depende da experiência do observador, mas também das condições gerais de observação (equipamento, seeing, entre outras).

Como tópico prévio, o observador solar deve lembrar-se sempre que, durante uma observação solar, apesar de estar vendo o que parece ser um disco, na realidade está olhando para uma esfera. Ou seja, o ponto central do disco observado está muito mais próximo da Terra que as bordas. Essa diferença entre disco e esfera é muito importante: como a focalização do disco solar é sempre feita (pelo menos inicialmente) por suas bordas, o centro da esfera (que é vista como um disco) fica, digamos assim, "desfocado". É preciso, sempre, fazer pequenos movimentos com o focalizador, para a frente e para trás. Pequenas manchas, quase imperceptíveis, podem ser dessa forma detectadas quase que diariamente, em especial aquelas que se encontram mais próximas ao centro do disco, longe das bordas onde a focalização foi feita. Essas manchas assim descobertas, podem estar isoladas, ou mesmo pertencer a um grupo.

Ponto inicial: uma única mancha conta como um grupo, desde que esteja separada de qualquer outra por, pelo menos, 10° (na esfera solar, no Sol real, e não no aparente "disco"), tanto em latitude quanto em longitude.

Outro ponto: dois (aparentes) grupos próximos devem ser considerados como sendo (realmente) dois desde que os seus centros estejam, da mesma forma, separados por, pelo menos, 10° em latitude e longitude (da esfera solar). Entretanto, essa "regra" dos 10° é apenas um ponto de apoio para a observação, não é algo fixo e imutável. Há grupos bem distintos de outros em distâncias às vezes menores que essa, e nesse caso é preciso considerá-los como sendo dois. Porque aqui entra em jogo um outro fator, que é a classificação dos grupos de manchas. Saber fazer essa identificação dos grupos corretamente é algo que só a prática traz ao observador, mas se ele for um observador cuidadoso -- e comparar regularmente seus resultados com os de outros observadores -- vai sentir-se bem à vontade em pouquíssimo tempo.

Terminando: se se tem uma única mancha compondo um grupo, basta ver em que hemisfério se localiza. Pode acontecer, entretanto, de se ter um grupo de manchas cruzando o equador solar. Nesse caso, vê-se em que hemisfério se localiza o centro do grupo e se coloca o grupo como localizado nesse hemisfério. Quanto às manchas que compõem esse grupo, porém, deve ser respeitada a posição de cada uma: algumas estarão em um hemisfério e as demais no outro.

Para ajudar a dividir mentalmente a superfície solar em graus, tarefa sempre muito crítica, o observador solar deve analisar bem o desenho esquemático abaixo:



Observe, na linha que representa o equador solar, sejam quais forem os quadrantes observados (norte ou sul do lado leste, ou os do lado oeste), que os 45° desse quadrante (ou seja, o seu meio) não ficam exatamente no meio (no disco solar). Observe no desenho que a distância "a" é (no Sol) exatamente igual à distância "b". Ou seja, vemos os grupos colocados dentro daquela distância "a" melhor que aqueles colocados dentro dos limites da distância "b". Isso porque os colocados dentro da distância "a" estão, por assim dizer, de frente para nós, enquando que os colocados dentro da distância "b" são vistos por nós como que "de lado", ou seja, um pouco deformados. Tanto mais deformados quanto mais perto do bordo solar estejam. Além disso, como essas distâncias "a" e "b" são iguais (no Sol), e o Sol gira aproximadamente 13° por dia, um grupo qualquer percorrerá a distância "b" aproximadamente no mesmo tempo que percorreu a distância "a". Observe ainda que a metade aparente dessa linha que representa o equador -- aparente porque vale apenas para o disco solar observado, mas não vale para o Sol real -- deve corresponder a, aproximadamente, 31°. E isso porque o Sol é uma esfera mas o observador está vendo o que aparentemente é um disco. Dizendo de outro modo, 10° no centro do disco observado não são iguais aos mesmos 10° quando o grupo sob observação ultrapassa os 45° e se dirige para as bordas. Por isso é preciso um certo cuidado ao se classificar os grupos nessas duas situações.

A dificuldade de classificação é maior no bordo leste do Sol, quando grupos e manchas aparecem, porque estamos começando a vê-los. Depois que se observou esses grupos por alguns dias, quando vão desaparecer no bordo oeste já fica mais fácil classificá-los (embora possa haver uma situação em que um grupo se divida em dois, ou que apareça um outro grupo ou mancha muito próximos). Entretanto, com a observação constante, a experiência logo tornará essa análise intuitiva. É justamente porque as estamos vendo "de lado" que, nas bordas do disco solar, as manchas não podem ser de formato circular e sim, apenas, de formato ovalado (fator conhecido como Efeito Wilson).

Há ainda um outro ponto importante exibido nesse desenho. O centro do Sol real não coincide exatamente com o centro do disco que representa o Sol. Como o eixo norte-sul solar tem uma inclinação aproximada de 7° em relação à eclíptica, durante o ano ora a Terra está acima do equador solar ora está abaixo. O centro do disco só coincide com o centro do Sol nos dois dias do ano (em junho e em dezembro) em que a Terra cruza o equador solar. Dentro do disco solar, o centro real do Sol oscila numa faixa que vai, aproximadamente, 7° para cada um dos lados da linha norte-sul solar. A grande importância disso é que grupos e manchas colocados, no disco que o observador está vendo, muito próximos a essa linha do equador (no disco solar) tanto podem estar no hemisfério norte quanto no hemisfério sul. Para se encontrar a posição extata do centro do Sol no disco solar será preciso:

1. encontrar em um almanaque astronômico o valor de B₀ para o dia da observação;
2. interpolar esse valor para o horário da observação (os valores do almanaque são para a hora 00:00 TU);
3. encontrar o valor do seno desse B₀;
4. multiplicar esse resultado pelo valor do raio do disco utilizado;
5. esse resultado (dado em centímetros) deve ser aplicado ao centro do disco para se encontrar o centro do Sol;
6. essa variação costuma ser de + 0,98 cm até - 0,98 cm. para o disco de 6" (15,24 cm).Ou seja, é de quase 1 cm, bastante significativa portanto.

Outro ponto importante relativamente ao equador solar é que apenas em dois dias por ano (princípio de junho e de dezembro, quando a Terra o cruza, para baixo ou para cima) ele é uma linha reta. Isso significa que os grupos de manchas, ao se aproximarem do bordo oeste parecem se deslocar repentinamente "para baixo" (se estão no hemisfério norte), ou se deslocar "para cima", caso estejam no hemisfério sul. Esse movimento "aparente", que também acontece no bordo leste do Sol, não passa de uma, digamos, "ilusão", causada pelo fato do equador real do Sol estar na "esfera Sol" e não no "disco Sol".

Como observação final, deve-se salientar que dois observadores com um mesmo nível de experiência podem apresentar números de Wolf diferentes um do outro para uma observação feita no mesmo dia (mesmo que os horários sejam próximos). O equipamento utilizado e as condições de transparência atmosférica do local observacional contam muito. Por isso não deve ser meta do observador solar que seu número de Wolf diário seja exatamente igual àquele divulgado pelo SIDC. Esse é um desvio encontrado em alguns observadores iniciantes que os faz caminharem mais lentamente no sentido do um aperfeiçoamento de suas observações. O número de Wolf divulgado pelo SIDC é uma média dos resultados encontrados por aproximadamente 40 a 50 estações, a metade composta de estações amadoras e as outras, profissionais. O número de Wolf é um número médio. Não há nem pode haver unanimidade quando se trata de observação solar. Não se deve esquecer que todo o conhecimento científico está baseado em dados estatísticos.

Além disso, na comparação dos próprios resultados com aquele divulgado pelo SIDC, o observador solar deve levar em conta que os valores encontrados por aquele órgão são sempre baseados nos resultados obtidos em todos os dias do mês, o que dificilmente acontece com um observador individual. Assim, acontece muitas vezes que o número obtido pelo observador (e, muitas vezes, até mesmo por entidades com poucos observadores, como é o caso da REA, por exemplo) chega a ser maior que aquele divulgado pelo SIDC. Não há inconsistência nisso, desde que os números não sejam demasiadamente distantes entre si. Basta observar em dias de número de Wolf alto e não observar em dias de número de Wolf baixo (que os há sempre, Wolfs altos e baixos, dentro do mesmo mês) para que seu número de Wolf mensal (que é a média do mês) seja maior que o do SIDC. Mais: só se o observador conseguir observar a partir de uns 15 a 20 dias por mês é que pode pretender comparar seu número de Wolf com o padrão do SIDC. Abaixo disso certamente haverá desvio.



8. COMO DESENHAR GRUPOS E MANCHAS

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Há muitas maneiras de registrar com um desenho os fenômenos que ocorrem na fotosfera solar. Cada observador encontrará logo uma maneira com a qual se sentirá à vontade. Existe entretanto uma ou outra orientação que poderá ser de utilidade, motivo pelo qual se pode falar a respeito. Quem faz desenhos das manchas em geral gosta de fazê-los bem feitos. O observador solar aqui aprende diariamente, não importando se é pouco ou muito experiente.

Se se observa por projeção de imagem, a Ficha de Observação Solar que receberá o desenho deverá estar colocada sobre anteparo fixado firmemente, sem movimento algum. Basta desenhar cuidadosamente a imagem à sua frente, fazendo pequenos movimentos com o focalizador a cada novo grupo ou mancha, de modo a conseguir uma imagem com maior número de pormenores.

Na observação direta, para facilitar o registro das manchas em suas posições na superfície do Sol, pode-se, por exemplo, usar o método a seguir sugerido. Seja qual for a posição em que o observador se colocar junto à ocular, considerar o disco solar à sua frente com as posições "acima", "abaixo", "direita", e "esquerda". Dividir mentalmente a imagem do disco solar em quatro quadrantes. O registro poderá então ser efetivado observando-se um quadrante por vez. Tome-se, como exemplo, o quadrante superior direito. Ele é delimitado por uma linha vertical (que vai do centro do disco solar para cima) e por uma linha horizontal (que vai do centro do disco solar para o lado direito). A observação atenta da posição de uma mancha relativamente a essas duas linhas imaginárias (bem como relativamente à linha curva que delimita o disco solar nesse quadrante) permitirá ao observador o seu registro com grande precisão na Ficha de Registro. Para aumentar essa precisão essas duas linhas imaginárias poderão ser divididas ao meio, do mesmo modo que o ângulo de 45 graus que divide esse quadrante. Segue-se o mesmo padrão para os demais quadrantes e para cada mancha existente. Se o observador for atento e cuidadoso, em pouquíssimo tempo estará registrando as manchas com grande fidelidade.



Além disso, sabendo onde está -- aproximadamente -- o oeste solar a tarefa de registrar as manchas deverá ser iniciada no sentido de oeste para leste (porque as manchas junto a borda oeste podem, pela sua posição extrema, apresentar dificuldade de visualização).

Por outro lado, não se deve escrever nada dentro do círculo que representa o Sol na Ficha de Observação. Embora seja possível encontrar desenhos com informações escritas dentro do círculo -- em geral a classificação do grupo, mas muitas vezes outras informações -- isso torna o desenho muito deselegante, incompatível com o próprio Sol. Há excessões, como se pode ver a seguir. Os observadores solares (profissionais) do Observatório de Mount Wilson (EUA) anotam para a maioria das manchas a sua classificação magnética (positiva ou negativa) e o seu valor em gauss: é evidente que não será possível deixar de fazer essas marcações ao lado do fenômeno, dentro do círculo. Mas esse círculo de representa o Sol tem no desenho deles 42 cm de diâmetro, bem diferente dos 15 cm que os amadores normalmente usam.

Observe que:
1) o grupo é posicionado pelo seu centro (S11W38 significa 11 graus sul, 38 graus oeste);
2) a classificação do grupo (Beta-Gama) é peculiar a Mount Wilson;
3) V18 significa polaridade negativa com valor de 1800 gauss;
4) R17 significa polaridade positiva com valor de 1700 gauss.

Em segundo lugar, jamais se deve desenhar com caneta. Deve-se use lápis de grafite macio, o B3 é muito bom, mas existem outros tipos, e o observador deve encontrar aquele com o qual se adaptará melhor. Não são difíceis de encontrar em boas papelarias, o problema maior será ter que comprar uma caixa. Vale a pena, pois durará vários anos. A ponta do lápis deve ser verificada antes de cada sessão observacional, para que esteja sempre afilada. Um dos problemas de se desenhar os grupos e manchas é que existe incontável variedade de curvas e pontos que, mesmo quando são vistos corretamente, devem ser desenhados cuidadosamente (o que facilitará a classificação). Se a ponta do lápis já não está adequadamente afilada, será muito difícil reproduzir tudo o que se está vendo. Além disso, mesmo com a ponta corretamente disposta, quando há grupos complexos -- muitos do tipo "D" e todos do tipo "F" -- o desenho torna-se bastante crítico. A borracha que deve acompanhar esse "kit" do observador solar também deve ser macia.

Outro ponto: para representar as manchas ("umbra"), com seus vários tamanhos e formas há praticamente um consenso entre os observadores solares, que é preencher toda a extensão de sua superfície com o lápis. Quanto à "penumbra" que costuma rodear muitas delas há duas maneiras básicas: ou se procura reproduzir a penumbra tal como é vista (como nos desenhos de Mount Wilson, mas para isso será preciso observar com telescópios de grande potência), ou se desenha a penumbra como uma linha poligonal fechada, ao redor da mancha, deixando seu interior sem nenhuma marcação. Essa última maneira de desenhar a penumbra é a preferida pela maioria dos observadores solares, tanto por ser mais simples quanto por reproduzir bem o fenômeno.

Abaixo seguem alguns exemplos de desenhos feitos por amadores. Deve ser observado que, apesar do estilo pessoal de cada um, há um certo "padrão" na maneira de se desenhar:

Peter Meadows (Inglaterra):


Paulo Roberto Moser (Brasil):


Günther Groenez (Bélgica):


Walter José Maluf (Brasil):

Trabalho observacional primoroso: com um aumento de 150x, cada grupo é visualizado em "zoom".

Sérgio Lomonaco de Carvalho (Brasil):

O grupo não é desenhado mas tem sua localização precisa apontada. Ao lado de sua posição está a sua classificação e o número de manchas que foram observadas.

Ednilson Oliveira (Brasil):


Monty Leventhal (Austrália):

Observe no belíssimo registro observacional acima como o desenho fica "poluído" quando se escreve dentro do disco.

Para poder localizar a posição exata em que os grupos e manchas (que acabam de ser desenhados) se encontram na fotosfera solar, existem discos representando as latitudes e longitudes solares. Basta que se tire uma cópia deles em papel transparente, e que depois da observação seja colocado sobre o desenho feito, para que se saiba em que posição o grupo foi desenhado (a posição do grupo é o seu centro, em latitude e longitude).



Os discos de Waldmeier (à esquerda) e de Stonyhurst. Ambos desempenham o mesmo papel: auxílio para se localizar os grupos de manchas (fotografados ou desenhados) na latitude correspondente dos hemisférios solares. Cada um deles na verdade é um conjunto de 8 discos (desde 0° até 7°), podendo ser usados no lado superior ou no inferior (um lado com valor positivo e outro lado com valor negativo). Podem ser baixados via Internet. Os de Stonyhurst (à direita) tem a vantagem de trazer impressas as datas em que devem ser usados. Não estando disponível essa informação, deve-se seguir a tabela abaixo:

Como último ponto, o observador solar logo perceberá que, quando o grupo é complexo -- pouco ou muito -- é altamente crítico reproduzir o desenho com o comprimento adequado, aquele que se está vendo lá no Sol. Por mais afilada que esteja a ponta do lápis, será difícil desenhar na mesma proporção do que se está vendo. Um pouco de prática amenizará muito o problema, embora não o resolva totalmente. Esse ponto é importante porque a diferença de comprimento do grupo (até 10 graus, entre 10 e 15 graus, mais de 15 graus) alterará a sua classificação, como se verá logo a seguir. Em vista disso, se a classificação dos grupos será feita posteriormente, o observador deverá -- para esses casos de grupos complexos -- decidir no momento da observação qual o o tipo daquele grupo, se "D", "E" ou "F". Essa mesma observação vale também quando há vários grupos muito próximos. E também quando os grupos estão próximos ao limbo, porque nessa posição não estão de frente para o observador.

Abaixo poderão ser vistos alguns grupos e manchas fotografados por amadores talentosos. Como exercício, imagine estar olhando para o Sol e tente desenhar esses grupos. Verá que é perfeitamente possível. Entretanto, algumas dúvidas sempre restarão. Experiência, equipamento, seeing as explicarão. Os observadores de Mount Wilson, após desenharem das manchas, fazem uma revisão (para evitar que possam ter confundido algum espaço entre os grânulos da fotosfera como alguma pequena mancha isolada).

Observe-se a dificuldade em fazer o desenho que essa fotografia exibe
Mas é perfeitamente possível! Observe-se ainda a beleza das fáculas.


Foto do italiano Maurizio Locatelli (19 ago 2002).
Grupo complexo, porém de frente para o observador, o que facilita o desenho. Imagine o trabalho que daria desenhar esse grupo se ele estivesse na borda, todo deformado!


Nessa foto de Raquel Yumi Shida há 5 grupos visíveis.


Foto de Pedro Ré (Portugal) obtida em 16 abr 2002. Visíveis 10 grupos.

Algo importante que o observador solar pode fazer no sentido do aperfeiçoamento de seus registros observacionais é consultar (diariamente se quizer acompanhar o desenvolvimento dos grupos, ou apenas nos dias em que fizer observação solar para comparar com seu registro) alguns poucos endereços importantes (coloque-os, junto com outros sobre o Sol, num "folder" especial no seu browser). Aqui vão três endereços que "devem" ser consultados:

1. imagem do Sol (256x256,512x512,1024x1024, a intermediária é a melhor) :

SOHO - Solar and Heliospheric Observatory

2. relatório: posição, área e extensão dos grupos, valores de Wolf e CV:

NOAA - National Oceanic and Athmosferic Administration

3.desenho (um deslumbramento!), posição e classificação magnética dos grupos:

Mount Wilson Observatory

Esses endereços são de grande valia para todo observador solar. Comparando diariamente seu registro com a imagem, o relatório e o desenho citados acima em pouco tempo conseguirá ganhar confiança em seu próprio trabalho, além de aperfeiçoar seus registros.

9. A FIXAÇÃO DOS PONTOS CARDEAIS DO SOL

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Esse passo pode ser feito antes ou após haver sido feito o registro das manchas. Entretando, se for feito antes, permitirá que no desenho as manchas já fiquem colocadas em suas posições corretas, como realmente estão na fotosfera solar.

Primeira possibilidade: Coloca-se a imagem do Sol exatamente no centro do campo da ocular e, caso o telescópio seja motorizado, desliga-se o motor. A imagem do Sol irá deslizar para um dos lados do campo. O ponto exato em que a imagem solar, ao sair do campo da ocular, tocar a borda do campo delimitado pela ocular será o ponto oeste. Deve-se marcar esse ponto na borda do círculo que representa o Sol na Ficha de Registro. Porém esse ponto é o oeste solar "relativamente à Terra", ainda não se tem o oeste solar verdadeiro. Por isso mesmo, por não ser o oeste solar verdadeiro mas apenas o oeste solar relativamente à Terra é que esse ponto é diferente para locais observacionais diferentes e para o mesmo local em horários diferentes. Pode-se notar facilmente isso fazendo-se uma observação pela manhã e repetindo-a ao mesmo dia à tarde.

Para se obter o verdadeiro ponto oeste solar deve-se consultar um almanaque astronômico ou algum site que apresente esses dados relativamente ao Sol como, por exemplo, o site da ALPO (Association of Lunar e Planetary Observers), cujo endereço segue abaixo:

http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/solstuff/ephems/solephem.html

Essa consulta levará à obtenção dos valores do ângulo de inclinação do eixo norte-sul solar, P, e o valor da latitude solar do ponto central do disco observado, B₀. Esses valores podem ser positivos ou negativos. Um valor negativo para P significa deslocar o ponto encontrado na direção do oeste solar. Um valor negativo para B₀ significa deslocar o ponto central do disco (na Ficha de Registro), na direção do polo sul solar.



Além disso será preciso ainda corrigir os dados para o horário da observação, já que os dados do almanaque são sempre para a hora 00:00 UT. O valor encontrado no almanaque (e corrigido para a hora da observação) deve ser então aplicado ao ponto oeste marcado no círculo da Ficha de Registro. Ter-se-á finalmente o verdadeiro ponto oeste solar. Unindo-se esse ponto com o ponto central do disco encontrar-se-á, na borda oposta, o ponto leste solar. Perpendicularmente a essa linha, passando pelo centro do disco, encontrar-se-ão, nas respectivas bordas, o ponto norte e o ponto sul do Sol.

Porém, como o Sol é uma esfera, e a Terra, durante o ano, ora está acima, ora está abaixo do equador solar, essa linha que representa o equador solar no desenho só será uma reta duas vezes por ano, exatamente nos dias em que a Terra está cruzando o equador solar (na primeira quinzena de junho e de dezembro). Nos demais dias do ano o ponto central do disco solar não coincide com o ponto central do disco desenhado na Ficha de Registro. Mas pode-se facilmente encontrá-lo com a ajuda de uma simples equação:


Nessa fórmula, d é a distância em centímetros que o ponto central (verdadeiro) do Sol está do ponto central do disco solar que se está a observar (e, também, do ponto central do Sol representado no círculo da Ficha de Registro ), r é o raio do círculo impresso na Ficha de Registro, e B₀ é, como já sabemos, dado retirado de almanaque astronômico. Um exemplo: supondo-se que o valor encontrado para B₀ tenha sido -7.02 e que o disco usado para registro seja de 6" (15.24 cm de diâmetro), bastará multiplicar o raio do disco (7.62) pelo seno de B₀ (-0.122215799) para se encontrar o valor de -0.931284395. Ou seja, para se registrar no círculo da Ficha de Registro o verdadeiro ponto central do Sol será preciso colocá-lo a 0.9 cm do ponto central do círculo impresso, e na direção do polo norte solar (ou seja, o ponto central do disco é ao sul), já que o valor é negativo. Nesse exemplo, o equador solar (na Ficha de Registro) é uma linha curva que une esse ponto encontrado e os pontos leste e oeste localizados nas bordas do círculo impresso.



A determinação do centro verdadeiro do Sol na Ficha de Registro (que normalmente não é feita pelos observadores solares iniciantes) é de extrema importância, pois quando existem grupos ou manchas muito próximos à linha do equador solar, a determinação dessa diferença evita que se coloquem aqueles grupos ou manchas em hemisfério solar diverso daquele em que eles realmente estão, como se pode ver facilmente no gráfico acima. Essa diferença entre o centro do disco e o centro do Sol ora está no hemisfério sul solar, ora no hemisfério norte solar. Ela oscila de um hemisfério a outro até um valor máximo de 7.5° de cada lado. Só nos dias em que a Terra cruza o equador solar é que o centro do Sol coincide com o centro do disco e o equador solar é uma perfeita linha reta (porque a Terra está exatamente à sua frente). Essa situação acontece nos primeiros dias de junho e de dezembro (6 de junho e 8 de dezembro em 2002).

Outra possibilidade: Existe outra maneira de se determinar o oeste solar: para essa determinação do oeste solar verdadeiro deve-se usar uma ocular reticulada. Ajuda ainda maior poderá ser dada por uma ocular astrométrica, que tem um círculo com as marcações de 0° até 360° nos seu bordo, além de uma linha reta (mais propriamente, uma faixa) com divisões no centro desse círculo. Os passos básicos para se fazer essa anotação seriam os seguintes:

1. com a ocular astrométrica no telescópio, localize uma mancha qualquer e ajuste a ocular para que essa mancha deslize na direção leste-oeste exatamente sobre a faixa central da ocular astrométrica;

2. estando de frente para a ocular, exatamente na posição em que irá observar, veja o que marca o círculo graduado no ponto que fica mais acima possível, por exemplo, 320°;

3. com um círculo graduado copiado em um papel translúcido, com o diâmetro igual ao da Ficha de Registro, coloque-o sobre ela, fazendo coincidir os 90° com o ponto oeste da Ficha de Registro;

4. agora, gire a Ficha de Registro lentamente até que os 320° (no nosso exemplo) fique em sua frente como o ponto mais acima possível;

5. está feito! agora é só copiar para a Ficha o que você está vendo na ocular, exatamente nas posições em que você vê. Considere, mentalmente, os "pontos cardeais": em cima, em baixo, esquerda e direita. A partir deles, divida mentalmente a imagem que vê na ocular em 4 quadrantes. Analise um quadrante por vez. Ajuda muito se você levar em conta os aspectos seguintes: 1)desde o centro do disco, dentro de cada quadrante, em que ângulo se coloca o grupo a ser desenhado? 2)novamente desde o centro do disco, a que distância está ele? 3) depois de haver desenhado 1 ou mais grupos, para desenhar os demais, levar em conta também esses já desenhados. Quando terminar, se tudo foi feito corretamente, após registrar todos os grupos, desvirando a Ficha de Registro para a sua posição inicial, o norte estará acima, e as manchas já estarão em suas posições reais na fotosfera solar.

À esquerda, a reprodução do que está sendo visto na ocular. O disco plastificado serve apenas para fazer 4 pequenas marcas ao redor do disco desenhado na Ficha de Registro (em cima, em baixo, esquerda e direita). O ponto "em cima" tem o valor, nessa observação específica, de 315°. Após feitas as 4 marcas, o disco plástico é retirado para comodidade na elaboração do desenho. Observem que a Ficha de Registro está virada de cabeça para baixo. Ela é mantida na mesma posição durante toda a elaboração do desenho.
À direita, a observação está terminada e a Ficha de Registro está em sua posição normal, representando o Sol, com os pontos cardeais (reais) já ajustados: norte acima, oeste à esquerda.

Existem outras maneiras de se registrar as manchas em desenhos. Será prazeiroso para mim incluí-las nesse trabalho se me forem enviadas. As duas apresentadas acima foram usadas por mim.

10. COMO CLASSIFICAR GRUPOS E MANCHAS SOLARES

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Na observação do Sol por parte dos amadores, o registro mais simples e o mais utilizado por todos os que se iniciam nesse setor da astronomia, é a contagem das manchas solares (para a determinação do chamado "Número de Wolf"). Essas manchas, solitárias ou em grupos, aparecem no bordo leste solar (em sua quase totalidade em latitudes inferiores aos 40°) e, durante alguns dias, percorrem todo o hemisfério visível do Sol, num sentido paralelo ao equador solar, desaparecendo no bordo oeste. Algumas, entretanto, aparecem (e outras desaparecem) no próprio hemisfério visível, não chegando a atingir um, ou até mesmo os dois bordos do astro.

Nomenclatura utilizada na análise das manchas solares:
"p-spot" significa preceding spot ("o que precede") e "f-spot" significa following spot ("o que segue"). Como os grupos correm de leste para oeste, o p-spot é o lado oeste do grupo.
Observe também como estão representadas umbras e penumbras
Fonte: Beck et. al., "Solar Astronomy Handbook" cap. B2 (Sunspots)

Rudolf Wolf, que iniciou a contagem de manchas solares operando do Observatório Federal Suiço, em Zürich, escreveu em 1856 que teria preferido introduzir, no registro das manchas solares, medidas da área ocupada por elas, em vez de sua contagem numérica. Teve que se conformar em fazer a contagem das manchas porque não tinha instrumento adequado para fazer medidas de área. Como se sabe, ele iniciou a série histórica de contagem das manchas com um simples refrator Fraunhofer de 80mm de abertura. Com 1100mm de distância focal, esse equipamento era um f/13.75, com um poder de resolução de 0,07'. Wolf utilizava uma ocular de 17mm, o que lhe proporcionava um aumento de 64x. Todas as observações de manchas solares efetuadas a partir dessa época são ajustadas para a escala utilizada por Wolf.

A lição que Wolf nos repassa é que o amador deve procurar conhecer as possibilidades disponíveis na observação solar, mas deve, por outro lado, adaptar suas condições àquelas possibilidades. Cada um faz o que está ao seu alcance. Tudo o que for feito bem feito redundará em benefício de todo o grupo. Cada um deve procurar, com o equipamento de que dispõe, utilizá-lo de forma a obter informações no limite do que ele consegue possibilitar. Com um refrator de 60mm, geralmente utilizado pelos que se iniciam na contagem das manchas (ou utilizado como "estepe" lá no sítio ou em outra cidade), pode-se fazer a sua contagem, por grupos e pelas manchas e, além disso, pode-se também fazer a divisão de grupos e manchas pelos hemisférios solares. Embora a classificação de alguns grupos seja difícil (se utilizada a classificação de McIntosh, com 3 letras), a classificação pelo sistema de Waldmeier, com a letra inicial apenas, é totalmente possível. A partir daí, com base em suas possibilidades, o observador solar poderá fazer registros mais pormenorizados sobre as condições dos grupos e manchas solares.

Para que não se pense que um telescópio com 60mm de abertura é um instrumento "pobre", que tem "pouco a oferecer ao amador", basta que se analise o desenho das manchas solares abaixo, obtido com a utilização de um refrator desses. Como o observador registra que não usou filtros, isso significa que obteve o registro por projeção. E chegou a um número de Wolf de 298! Trata-se de um observador experiente (Richard Hill, da ALPO), mas o exemplo deve ser visto pelos iniciantes como um incentivo!

Acima vê-se registro observacional de observador solar da ALPO, datado de 1989,
com a utlização da classificação das manchas solares pelo sistema Zürich/McIntosh.
Fonte: David H. Levy, "The Sky, a user's guide"

10.1 SISTEMA DE CLASSIFICAÇÃO DE ZÜRICH (WALDMEIER)

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Em 1947, M.Waldmeier publicou os resultados de um estudo, iniciado em 1938, sobre a classificação de manchas solares, a partir do que os observadores solares faziam até então. Pode-se dizer que, até hoje, esse é o sistema de classificação das manchas mais utilizado pela maioria dos observadores solares amadores, em todo o mundo. De acordo com essa classificação:

1. os grupos de manchas dividem-se basicamente em dois tipos: unipolares e bipolares. Por grupo unipolar entende-se, ou uma mancha simples, ou um grupo compacto de manchas simples. Já a estrutura bipolar é do tipo alongada, com pelo menos duas manchas principais, separadas de pelo menos 3°, e direção paralela ao equador solar. Esses 3° de separação são na fotosfera solar, e não no disco solar observado.

2. como se pode ver na ilustração abaixo, os grupos A e H são unipolares, ao passo que os grupos B, C, D, E, F são bipolares. Esses grupos, evidentemente, não são fixos (deve-se lembrar que o Sol é uma esfera de gás) e um grupo A pode transformar-se em H. Um grupo B pode ir se transformando até apresentar-se como, por exemplo, grupo G. Esse tipo de classificação, conforme o desenvolvimento e evolução dos grupos de manchas, foi a base da classificação inicial e é aceito até hoje, tendo sido incorporado pelas classificações posteriores.

3. Waldmeier introduziu os grupos de tipo G e J, antes inexistentes.

4. há uma lei a que todos esses grupos obedecem: eles crescem mais depressa que desaparecem, ou seja, o seu crescimento é mais rápido que seu declínio. Como já foi registrado, um grupo pode passar da classe A à classe E em 12 dias e utilizar a maior parte de sua vida em um lento processo de declínio. Os grupos do tipo F são geralmente enormes e, as vezes, voltam a aparecer no hemisfério visível do Sol por duas e até mesmo por três vezes.

A Classificação de Waldmeier:

A	Mancha única ou grupo de manchas sem penumbra e sem estrutura bipolar.
B	Grupo de manchas sem penumbra, em estrutura bipolar.
C	Grupo bipolar, com penumbra em uma ou duas das maiores manchas.
D	Grupo bipolar, as duas maiores manchas têm penumbra, e pelo menos uma mancha apresenta alguma estrutura. A extensão máxima desse grupo, na fotosfera solar, é inferior a 10°.
E	Grupo bipolar grande, as manchas principais são rodeadas por penumbra e têm estrutura complexa. Entre as manchas maiores há numerosas pequenas manchas. A extensão do grupo é de pelo menos 10°.
F	Grupo bipolar muito grande ou grupo de manchas complexo, com extensão de pelo menos 15°.
G	Grupo bipolar grande, sem pequenas manchas entre as manchas principais. Extensão de pelo menos 10°.
H	Grupo unipolar com penumbra, diâmetro maior que 2,5°.
J	Grupo unipolar com penumbra, diâmetro menor que 2,5°.

10.2 SISTEMA DE CLASSIFICAÇÃO DE MCINTOSH

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Em 1966, Patrick S. McIntosh introduziu um novo tipo de classificação, utilizando a primeira letra do sistema Zürich-Waldmeier, mas introduzindo outras duas letras ao lado dela, para refletir mais pormenorizadamente o que acontecia dentro dos grupos de manchas. Essas segunda e terceira letras (grafadas sempre em minúsculo), fazenm com que se passe a reconhecer 60 classes de grupos, contra os 9 grupos aceitos por Waldmeier. A segunda letra da classificação de McIntosh serve para indicar o tipo de penumbra da maior mancha do grupo, e a terceira letra exibe a distribuição e quantidade das manchas dentro do grupo, para analisar seu aspecto compacto ou não.

Além disso, a classe G desaparece, passando a ser E ou F. A classe J é incoporada à classe H. Ou seja, volta-se à condição de classificação de antes de Waldmeier.

Quais os motivos dessas mudanças? Simples: para facilitar os serviços de previsão do aparecimento de "flares", o que começou a ser feito com a classificação de Waldmeier mas apresentava certas dificuldades. No dizer de McIntosh, "... observers and forecasters have noted structural and dynamical aspects of sunspots groups that are correlated with flares but which are not part of the Zürich classification."

Assim nasceu essa classificação, que foi muito bem recebida e passou a ser utilizada pela NOAA, National Oceanic and Atmospheric Administration, e pelo seu órgão SESC, Space Environment Services Center , pela USAF, United States Air Force. Todos órgãos do Governo dos Estados Unidos, adotando oficialmente a nova classificação. Ela foi também aceita por grupos de observadores solares amadores em várias partes do mundo. Diante disso, essa classificação ganhou maior importância, não apenas pelos aspectos técnicos envolvidos (ela apresenta os grupos de manchas com muito maior riqueza de informações que aquele permitido pelas classificações anteriores), mas também pela quantidade de observadores que a praticam desde que foi introduzida, ou seja, nos últimos quase 40 anos.

Para terminar essa parte inicial, deve-se dizer que a classificação de McIntosh não é de uso universal. Muitos observatórios profissionais (Catânia, na Itália, por exemplo) e muitos grupos de amadores continuam usando a classificação de Zürich-Waldmeier, e a utilizar na classificação os grupos "G" e "J".

Para mostrar que é um aperfeiçoamento da classificação de Waldmeier, essa classificação é também conhecida como Classificação de Zürich/McIntosh. Ela usa a primeira letra da classificação de Zürich, "modificada", ou seja, com as ressalvas feitas acima, e introduz a segunda e a terceira letras, como fica explicitado abaixo.

primeira letra (classificação anterior, menos grupos G e J):

segunda letra (aparência da penumbra na maior mancha do grupo):

x	Sem penumbra (correspondendo às classes A ou B de Waldmeier).
r	Maior mancha rodeada parcialmente por penumbra rudimentar. Essa penumbra é incompleta, mais granular que filamentar, com brilho maior ao de uma penumbra madura, e se extende por 3 segundos de arco a partir da umbra. Penumbras rudimentares podem estar em estágio de formação ou de dissolução. (Obs.: são de difícil detecção por telescópios com pequenas aberturas).
s	Penumbra pequena e simétrica (correspondendo à classe J de Waldmeier). A maior mancha possui uma penumbra madura, escura e filamentar, de forma circular ou elíptica, com pouca irregularidade na borda. Ela pode conter uma simples umbra ou um compacto agrupamento de umbras. O diâmetro norte-sul que cruza a penumbra é igual ou maior que 2,5°.
a	Penumbra pequena e assimétrica. A penumbra da maior mancha tem contorno irregular e as múltiplas umbras dentro dela estão separadas. O diâmetro norte-sul da penumbra é igual ou maior que 2,5°.
h	Penumbra grande e simétrica (correspondendo à classe H de Waldmeier). Mesma estrutura que a do tipo "s", mas com o diâmetro norte-sul da penumbra maior que 2,5°.
k	Penumbra grande a ssimétrica. Mesma estrura que a do tipo "a", mas com o diâmetro norte-sul maior que 2,5°.

terceira letra (distribuição das manchas dentro do grupo):

x	Indefinido para grupos unipolares (classes A e H).
o	Grupo aberto. Poucas manchas, às vezes nenhuma, entre a mancha lider e sua seguidora. Essas manchas internas ao grupo, quando existem são muito pequenas. Classes E e F da categoria aberto são equivalentes à classe G de Waldmeier.
i	Grupo intermediário. Existem numerosas manchas entre a lider e sua seguidora, mas nenhuma delas possui penumbra madura.
c	Grupo compacto. A área entre a mancha lider e sua seguidora é habitada por numerosas manchas, das quais pelo menos uma tem penumbra madura. No caso extremo de uma distribuição compacta, todo o grupo de manchas é envolvido em uma área penumbral contínua.

Após ser usada e discutida por vários anos, a classificação de McIntosh teve, nas palavras dele, sua "definitiva descrição" em um trabalho de 1990, intitulado "The Classification of Sunspot Groups", publicado originalmente pelo Solar Physics Journal (n° 125, pgs 251-267). Em correspondência eletrônica que trocou com Kjell Malde em 4 de junho de 1999, Patrick McIntosh apresentou nesse trabalho duas tabelas, uma para explicar como se determina "logicamente" a classificação. E a outra para exibir todos os tipos possíveis de grupos permitidos pela sua classificação.

Tabela 1
Sequência lógica para determinar o tipo de mancha solar na classificação de McIntosh

1. Unipolar ou bipolar?
2. Com penumbra ou sem penumbra?
3. Penumbra só de um lado ou dos dois lados do grupo?
4. Extensão (comprimento) do grupo?
5. Penumbra rudimentar ou madura?
6. Maior mancha simétrica ou assimétrica?
7. Qual o diâmetro Norte-Sul da maior mancha?
8. Quantidade de manchas entre a mancha líder e a seguidora?
9. Há penumbra madura no seu interior?

Tabela 2: total de grupos permitidos= 60

Há ainda uma Tabela III no trabalho de McIntosh, com dados estatísticos colhidos no período de 1969 até 1976:

1.relativamente à penumbra:
grupos: Axx, Bxo, Bxi, Cro, Cri, Dro, Dri, Ero, Eri, Fro, Fri, Hrx:
sem penumbra: 38,3%
com penumbra rudimentar: 7.0%

2. relativamente à simetria da penumbra:
grupos: Cso, Csi, Dso, Dsi, Dsc, Eso, Esi, Esc, Fso, Fsi, Fsc, Hsx:
penumbra simétrica pequena: 32.8%

3. relativamente à assimetria da penumbra:
grupos: Cao, Cai, Dao, Dai, Dac, Eao, Eai, Eac, Fao, Fai, Fac, Hax:
penumbra assimétrica pequena: 11.6%
total das penumbras pequenas: 44.4%

4. relativamente à simetria da grande penumbra
grupos: Cho, Chi, Dho, Dhi, Dhc, Eho, Ehi, Ehc, Fhi, Fho, Fhc, Hhx:
penumbra simétrica grande: 4.0%

5. relativamente à assimetria da grande penumbra:
grupos: Cko, Cki, Dko, Dki, Dkc, Eko, Eki, Ekc, Fko, Fki, Fkc, Hkx
penumbra simétrica grande: 5,1%
total das penumbras grandes: 92.0%

6. estatísticas mais gerais:
tipos "o": 39.0%
tipos "i": 17.0%
tipos "c": 2.4%
grupos complexos ("kc"): 1.5%

grupos A: 20.3%
grupos B: 18.0%
grupos color: 18.0%
grupos D: 15.5%
grupos E: 4.9%
grupos F: 1.3%
grupos H: 20.8%

10.3 SISTEMA DE CLASSIFICAÇÃO POR VALORES (MALDE)

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Durante o Ciclo Solar #21, Kjell Inge Malde realizou estudos sobre classificação das manchas solares durante três anos, terminando por, em 1981, introduzir o sistema de Classificação por Valores (também conhecido como "CV segundo Malde"). Da mesma forma que aconteceu quando McIntosh introduziu aperfeiçoamentos no sistema de Zürich (que já havia sido aperfeiçoado por Waldmeier), também nesse caso Malde reteve as 60 classes do sistema de McIntosh, introduzindo interessante aperfeiçoamento, qual seja o de substituir as regras do sistema de contagem tradicional de Wolf, a famosa equação "R=k(10g+f)", por uma contagem de valores.

Como diz Malde, para poder preencher os dados da equação de Wolf, consideram-se todas as manchas que são vistas com um mesmo valor, sem levar em conta as diferenças de tamanho entre elas. Em outras palavras, para usar um exemplo do próprio Malde, para preencher a fórmula de Wolf, uma mancha que ocupe 30 milionésimos do hemisfério solar visível valerá tanto quanto uma outra que ocupe 300 milionésimos de espaço. Em termos de física solar, diz Malde, não é possível igualar o potencial de atividade nesses dois casos.

Por isso, o sistema "CV segundo Malde" pretende aperfeiçoar a contagem do número de Wolf, retendo as 60 classes introduzidas por McIntosh, mas dando a cada uma delas um valor numérico comparativamente ao valor de todas as outras. Assim, ordenando todas as classe de McIntosh, desde a mais simples até a mais complexa, malde deu à classe mais simples, (Axx), o valor 1 e à classe mais complexa, (Fhc), o valor 60. Para se chegar ao valor do "CV segundo Malde" bastará somar esses valores individuais de cada classe existente.

Desde a sua introdução, em 15 de agosto de 1981, o sistema idealizado por Malde foi agregando outros adeptos. Contava em 2000 com 55 observadores, que em 1999 tinham sido responsáveis por mais de 9000 observações solares (quase o dobro do que a Rea conseguiu em 11 anos!). Malde diz que a base de seu sistema foram a sua experiência pessoal e as análises que ele fez de estatísticas de observações solares terrestres. Antes de introduzir o seu sistema de contagem da atividade solar ele fez durante anos comparações com os valores encontrados para o número de Wolf pelos observadores da Força Aérea dos EUA, até ter certeza de que seu sistema não apenas era coerente mas mantinha ainda paralelismo com os valores encontrados para o "número de Wolf".

Por outro lado, uma correlação entre o sistema idealizado por Malde, o sistema tradicional da contagem do número de Wolf (R), e os valores obtidos para o Fluxo Solar mostra que o sistema de Malde é bom. Em outras palavras, o sistema idealizado por Malde é apenas o sistema Zürich/McIntosh ao qual foram atribuídos valores relativos à importância de cada grupo relativamente aos outros.

Para fazer a classificação dos grupos, Malde apresenta as seguintes recomendações:

1. observando pelo sistema de projeção, a imagem deve ter, no mínimo, 6" (15 cm);
observando por visão direta, o aumento deve ser de, pelo menos, 100x.

2. verificar quantos grupos existem;
verificar quantos grupos existem em cada hemisfério (separados por 10° heliográficos).

3. começar pelo hemisfério norte, do oeste para leste, repetindo a mesma operação para o hemisfério sul, a fim de determinar, para cada grupo encontrado:

4. primeira letra (Zürich):
- é unipolar? (A, H);
- é bipolar? (B, D, E, F);
- é bipolar só de um lado? (C)

5. segunda letra (McIntosh);
- é uma mancha isolada? (x);
- é lider de uma mancha rudimentar? (r);
- a mancha lider tem penumbra?:
- se há penumbra, é assimétrica ou simétrica? (a, s, k, h);
- a mancha lider é menor que 2,5° heliográficos? (a, s);
- a mancha lider é maior que 2,5° heliográficos? (k, h)

6. terceira letra (McIntosh);
- é uma mancha isolada? (x);
- o grupo é aberto (sem manchas entre a lider e as outras que a seguem? (o);
- o grupo é intermediário? (com manchas entre a lider e as seguidoras)? (i);
- o grupo é compacto (com manchas com penumbra entre lider e seguidoras)? (c)

A resposta a essas perguntas classificará facilmente ("facilmente", em termos, melhor seria dizer "ajudará a classificar") cada grupo ou mancha isolada. A seguir bastará verificar o valor de cada grupo na Tabela para se chegar ao número CV do dia considerado, que será a soma dos valores de cada grupo individual.

10.4 SISTEMA DE CLASSIFICAÇÃO MAGNÉTICA (MOUNT WILSON)

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Os observadores solares (profissionais) do Observatório de Mount Wilson (Califórnia, EUA) classificam os grupos de manchas solares por seu caráter magnético. Esse tipo de classificação apresenta aspectos técnicos de difícil solução pelo amador. Seria necessário fazer uso do chamado "Efeito Zeeman", o que envolve a divisão de linhas spectrais em um campo magnético. Apesar disso, existem métodos indiretos que podem ser utilizados, os quais não permitem uma medida exata mas levam a um certo grau de informação sobre o campo magnético nas manchas solares.

Apesar de julgá-lo fora das possibilidades do amador comum, é aqui apresentado pelo incentivo que a Página Solar Jean Nicolini dá a todos para visualizar os desenhos diários das manchas solares elaborados por aquele observatório, como uma forma de aperfeiçoamento de sua própria observação. A tabela por eles utilizada, e apresentada abaixo, será uma maneira de se entender a classificação dos grupos de manchas encontrada naqueles desenhos.

Após fazer o desenho das manchas solares, os observadores de Mount Wilson utilizam-se de um spectrógrafo para mediar a intensidade de campo e polaridade das manchas individuais. Para entender a nomenclatura utilizada pelo desenho, deve-se saber que o uso das letras "V" e "R" originou-se da idéia (de Hale e Nicholson) de que com certa orientação da análise óptica, a linha spectral é vista dividir-se seja no final do vermelho ("red") ou do violeta ("violet") do spectro solar. Isso significa que "R" quer dizer "norte" ou campo "positivo", e "V" quer dizer "sul" ou campo "negativo". A medida é dada em gauss e dividida por 100. Assim, por exemplo, V22 significa campo com polaridade negativa e intensidade de 2200 gauss.

Para quem se interessar, podem ser consultadas as obras abaixo, indicadas pelo Observatório de Mount Wilson para obtenção da "metodologia de medição visual dos campos magnéticos das manchas solares":

1. Hale, George E. e Nicholson, "Magnetic Observations of Sunspots 1917-1924", parte 1. Carnegie Institution of Washington Publication, n° 498.
2. Bray, R.J. e Loughhead, R.E., "Sunspots", Jhon Wiley and Sons, 1965.
3. Hale, George E. et. al.: "The Magnetic Polarities of Sunspots", Astrophysical Journal, vol.49, 1919.

10.5 SISTEMA DE CLASSIFICAÇÃO POR ÁREAS

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As manchas solares dão uma medida simples para se determinar a atividade solar, mas estão longe de ser o único meio para isso. Em termos de física solar, a medida da atividade solar pelo fluxo de rádio no comprimento de 11 cm reflete bem as intensidades do campo magnético envolvido. Porém, se a observação é limitada pela chamada "luz branca", que é aquela feita normalmente pelo amador, a área ocupada pelos grupos manchas torna-se uma boa medida da atividade solar. Nesse caso a classificação é feita pelos milionésimos de hemisfério solar visível que eles ocupam. Vendo a classificação de Waldmeier percebe-se que, desde "A" até "F" os grupos aumentam de tamanho, conclusão à qual também se chega se se faz uma estatística do tamanho médio ocupado pelos grupos.

Como a área ocupada pela mancha tem íntima conexão com a intensidade do campo magnético no centro da mancha, o desenvolvimento da área reflete o desenvolvimento do campo magnético: vem daí a sua importância como medida da atividade solar por parte dos amadores.

Existem muitos problemas práticos que "atrapalham" o registro das áreas, mas esses problemas desaparecem quando se projeta a imagem solar num quarto escuro. Nesse caso, podem ser conseguidas fotografias sem distorção, e com adequada resolução, fotos no foco primário com um refrator de 80 mm. Se a distância focal do telescópio for pequena, de modo a fazer desaparecer as minúsculas manchas no grão do filme, deve-se usar uma outra ocular para aumentar a escala.

Há um outro método, utilizado pela British Astronomical Association, pelo qual se compara, como se vê na ilustração abaixo, os espaços ocupados pelas manchas com uma Ficha padrão para um disco de 6". Apesar de ser um método prático, há ainda dificuldades em se desenhar as manchas em seu tamanho adequado, além de ser difícil medir-se manchas muito pequenas. Mas nada impede que se una uma Ficha dessas e uma fotografia solar, por exemplo, desde que o Sol na foto tenha o tamanho exigido pela Ficha.

O método de classificação da atividade solar pela contagem das áreas ocupadas pelas manchas é considerado, tecnicamente, superior ao da simples contagem das manchas, que é o método mais popular entre os amadores. Julga-se que o motivo dessa preferência seria o fato da simples contagem das manchas ocupar muito menos tempo.

10.6 OUTROS SISTEMAS DE CLASSIFICAÇÃO

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Künzel, 1964
H. Künzel fez quatro propostas para aperfeiçoar a classificação de Waldemeier: 1.) no estágio final de um grupo de manchas, uma mancha com penumbra passa a ser uma mancha sem penumbra, devendo ter classificação "A"; 2.) quando um grupo tem classificação incerta, deveria ser marcado entre colchetes, "[C]8"; 3.) seria importante indicar se o grupo está crescendo ou decrescendo, para o que se poderia utilizar as letras "d" (developing) ou "r" (reducing); 4.) o número de manchas individuais no grupo deveria ser seguido por outros pormenores técnicos (flares, polaridades, H-alpha, faculae).

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Paderborn, 1976
Desde a data acima, a Associação Astronômica Paderborn, da Alemanha, tem sua própria fórmula para calcular o o número de manchas:

				SPB = Gr + Grfp + Grf + Efp + Ef
	

Na fórmula acima "Gr" é o número de grupos com pelo menos duas umbras; "Grfp" é o número total de manchas com penumbra dentro dos grupos; "Grf" é o número total de manchas sem penumbra; "Efp" é o número total de manchas com penumbra e uma só umbra; "Ef" é o número de manchas individuais sem penumbra.

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Beck, 1977
Beck inventou um método de classificação, conhecido como "novo número de área", considerado mais fácil e que ocupa menos tempo para ser realizado. Há uma fórmula e à cada classe de Waldmeier foi atribuído um peso, conforme se vê abaixo:

classes de Waldmeier	A	B	C	D	E	F	G	H	J
Fator de peso (Gi)	4	4	8	18	25	36	50	44	37

Como o registro do número de manchas depende das condições observacionais (atmosfera, sistema óptico, experiência do observador) a fórmula de Beck deve também lidar com um fator "k", para que se possa padronizar os resultados obtidos.

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Pettis, 1978
Esse observador introduziu uma nova fórmula para a contagem do número de manchas, levando em conta a formação de penumbra como sinal de atividade solar:

				SN = 10p + s
	

onde "p" é o número de manchas com penumbra e "s" refere-se às manchas sem penumbra. Por esse tipo de análise, uma mancha com penumbra, dentro da qual existem várias umbras tem como contagem 1.

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Schulze, 1978
O amador alemão W. Schulze estudou 2000 observações na década de 70 para ver se havia algum padrão no tamanho da umbra. O tamanho da umbra foi estimado usando-se uma mancha como comparação, e dividido em 5 classes, sendo a classe 1, a menor, equivalente a 0°,25 da fotosfera (ou 4'' do céu), ou seja no limite entre um poro e uma mancha. Abaixo se vê os resultados alcançados por Schulze:

Classes	1	2	3	4	5
Proporção %	85.2	10.6	3.5	0.5	0.2

Poder-se-ia analisar se o tamanho da umbra, dentro dessas classes, se altera durante o desenvolvimento do ciclo solar. Ou ainda a frequência dos tamanhos da umbra com aqueles da área total dos grupos de manchas.

11.COMO TERMINAR O RELATÓRIO OBSERVACIONAL

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Recapitulando o que o observador já fez:
0.O telescópio foi alinhado corretamente (no meridiano e na latitude). O filtro solar foi colocado na boca do tubo, e a imagems do Sol foi colocada dentro do campo da ocular.

Para anotar e/ou desenhar grupos e manchas foi usada uma Ficha de Observação Solar, como (por exemplo) a do modelo abaixo, ou outra que se lhe assemelhe. O importante é ter um disco de 6" (15,24 cm) que representará a esfera solar.



1. Se foi feito desenho dos grupos e manchas, para cada grupo desenhado, o observador dividiu mentalmente o disco solar, tal como apareceu à sua frente, em quatro quadrantes, e procurou desenhar cada grupo dentro do respectivo quadrante. Procurou ver o que cada um deles apresentava, em termos de manchas e relativamente aos demais grupos, e fez o desenho o mais fiel possível, em termos de proporção quanto ao tamanho e também quanto à localização, relativamente aos três limites do quadrante (duas linhas retas e uma linha curva). Quando o grupo era alongado, o observador procurou desenhar corretamente a direção (ou inclinação) desse alongamento.

2. Se o observador ainda não deseja fazer o desenho dos grupos, poderá usar assim mesmo o disco que representa o Sol na Ficha de Registro para fazer as suas anotações. Seguirá o mesmo procedimento acima, com a única diferença que, em vez de desenhar os grupos fará um pequeno círculo (ou uma ovoide, para os grupos alongados) no local onde ele se encontra e dentro dele anotará o número de manchas que ele contém.

3. A seguir foi preciso fazer a divisão do Sol em dois hemisférios. Sugestão: colocada a imagem solar bem no meio do campo da ocular e desligado o motor, a imagem "correrá" para uma das bordas. O ponto exato em que a imagem solar tocar a borda (do campo da ocular) é o ponto oeste (relativamente à Terra). É preciso aqui fazer uma pequena marca na borda do círculo que representa o disco solar. Como já se viu nesse trabalho, essa é apenas uma das maneiras que se pode usar para dividir os hemisférios solares.

Tarefas que o observador deverá fazer para terminar o registro:

4. Bastará então aplicar-se ao desenho os valores de P₀ (inclinação do eixo solar) e L₀ (inclinação do equador solar), disponíveis em anuários astronômicos (no Brasil publicado pelo Observatório Nacional), para se ter os verdadeiros pontos cardeais do Sol e, consequentemente, a divisão dos hemisférios. Deverá ser observado com cuidado a posição real do centro do Sol, que não é a mesma do centro do disco. Em casos extremos (e raros) de dúvida a esse respeito, estando algum grupo cruzando o equador solar, poderá ser necessário "reobservar" o grupo.

5. A tarefa seguinte, depois de feito o desenho e de dividido o Sol em seus hemisférios, será a de classificar cada um dos grupos confome a classificação de Waldmeier/McIntosh. Para isso, além de ter à mão o desenho de cada um dos tipos, e considerando um grupo por vez, o observador seguiu o roteiro abaixo:

- "grupo" unipolar? Se sim, é "A" se não tiver penumbra e "H" se tiver penumbra.

- grupo bipolar? Se não tiver penumbra, é "B". É "C" se tiver penumbra só de um dos lados. Se as duas maiores manchas do grupo tiverem penumbra e ele ocupar menos de 10°, é D". Se ocupar mais de 10° e menos de 15° é "E". Será ainda "F" se ocupar mais de 15°. Deve-se notar que os grupos "D", "E" e "F" são progressivamente mais complexos. (Ver as definições e os desenhos da Tabela Waldmeier/McIntosh para mais pormenores).

6. Se o observador fotografar o Sol, deverá seguir esses passos do item anterior para colocar o Norte solar corretamente para cima. Indicará ainda um outro ponto: leste ou oeste. Basta usar as letras "N", "E", ou "W". Não há necessidade que essas letras sejam colocadas na própria foto, podendo aparecer ao redor da foto, no programa em linguagem HTML que a apresenta.

7. Sabendo-se a quantidadede grupos e de manchas, sua classificação, e suas posições (hemisfério norte ou sul) pode-se fazer o Relatório, conforme exigido pelo grupo a quem será enviado. Há pequenas diferenças entre as exigências feitas pelos vários grupos que recebem registros de observações solares.

11.1 SOBRE O FATOR "K"

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Alguns observadores preocupam-se (às vezes em demasia, na minha opinião) em conhecer o valor de seu "k". O que vem a ser isso? A fórmula inventada por Wolf para se chegar ao que passou a ser conhecido como "número de Wolf", diz que, para se chegar a esse número deve-se contar a quantidade de grupos existentes, multiplicá-los por 10 e a esse número somar a quantidade de manchas encontradas:

R_i = 10 G + f

A União Astronômica Internacional passou a chamar os índices da atividade solar resultantes da fórmula de Wolf como "Número Relativo Internacional de Manchas Solares", daí o "R_i" pelo qual ficou conhecida a fórmula. Os EUA, que adoram ignorar o resto do mundo, têm também o seu número para a atividade solar. Trata-se do "R_a", ou Número Relativo Americano de Manchas Solares (que usa a mesma fórmula de Wolf). Para nós do resto do mundo, o padrão relativo às manchas solares, divulgado mensalmente, é de responsabilidade do SIDC - Solar Influences Data Center, sediado junto ao Observatório Real da Bélgica.

Imprescindível uma visita a esse site: SIDC - Solar Influences Data Analysis Center

Para que os valores do número de Wolf possam ser utilizados em conjunto, tornou-se necessário incluir o chamado "fator k", pelo que a fórmula real passou a ser:

R_i = k (10 G + f)

Isso nada mais é que o relacionamento dos dados observacionais com o dado padrão. Para torná-los o mais comparável possível com as séries originais de Wolf (cujo "k" é assumido como sendo "1.00"). Dessa forma, quando mais próximo desse valor estiver o "k", mais próximas do padrão de Wolf estarão as observações em foco. Valores antre 0,9 e 1,1, por exemplo, podem ser considerados ótimos valores para a constante "k".

Esse fator "k" deve ser chamado apropriadamente de "constante do observatório", embora muitos o confundam com "constante do observador", acreditando que ele possa representar a sua própria qualidade como observador solar. Nada mais distante disso. Essa constante leva em conta não apenas o observador (suas condições físicas e psicológicas, sua experiência, os cuidados que tem durante a observação), mas ainda as condições do instrumental usado (abertura, distância focal, óptica, filtros utilizados, estabilidade do tripé), e ainda as condições atmosféricas no momento da observação (estabilidade da imagem, temperatura do ar, pressão atmosféroca, vento, nuvens, altura em que se encontra o Sol). Trata-se, como se vê, de algo mais complexo, e o observador é apenas pequena parte do conjunto.

Uma simples troca de instrumento implica em alteração no "k" daquela estação (e não, insisto, do observador). Até mesmo uma maravilhosa música clássica (por exemplo, o concerto As Quatro Estações, de Vivaldi) pode causar desvio no "k" de determinada estação. O observador não deve se distrair, deve estar concentrado no que observa.

Para quem observa com um refrator de 60 mm, por exemplo, é certo que nos dias em que há grande atividade solar (como costuma acontecer nos picos altos dos ciclos solares), o "k" tende a ser menor que o normal. Por ser um dado estatístico, o "k" só deve ser computado em grandes quantidades de dados. Peter Taylor ("Observing the Sun") chega mesmo a dizer que só faz sentido analisar o "k" quando se tem por volta de 300 observações. Por ser um dado estatístico, e, portanto, por envolver grande quantidade de dados, o valor da constante "k" deve ser muito mais do interesse do grupo amador que observa o Sol (de seus dirigentes, que levantam as estatísticas do grupo e usam a redução do valor do "k" como um índice da observação solar de todo o grupo) que dos observadores individuais. Na minha opinião, para um observador individual o valor do "seu k" é mais uma curiosidade. A não ser, como já foi dito acima, que estejam envolvidas grandes quantidades de observações.

12. COMO INTERPOLAR OS DADOS PARA O HORÁRIO DA OBSERVAÇÃO

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Primeiro: transformar o horário (civil) da observação em horário decimal, ou seja, em percentual de um dia completo. Para isso, transforma-se tudo em segundos e divide-se por 86.400, que é o número de segundos que compõem um dia. Se, por exemplo, o horário civil da observação foi 15:37 TU do dia 6 de junho de 1999, fazem-se os cálculos abaixo:

15 (horas) * 60 (min) * 60 (seg) = 54000 segundos
37 (min) * 60 (seg) = 2220 segundos

Divide-se 56220 (os segundos da observação) por 86400 (o total de segundos de um dia) e obtem-se o valor de 0,65069. Isso significa que o horário decimal da observação foi 0,651. A observação foi feita aos "seiscentos e cinquenta e um milésimos" do dia (dos mil milésimos que comporiam o dia completo).



Segundo: agora bastará aplicar essa mesma decimalidade aos valores de P e B₀ para se ter os dados do almanaque corrigidos para o horário da observação. Exemplo, para o valor de P:

dia 6 de junho (00:00 UT): -13,70
dia 7 de junho (00:00 UT): -13,31
diferença entre um dia e outro: 0.39
decimalidade: 0,39 * 0,651= 0,25389
-13,70 - (0,25389) = -13,44611, ou -13,45, que é o valor de P para o horário da observação.

Terceiro: faz-se o mesmo tipo de raciocínio para se obter o valor de B₀ adaptado ao horário da observação:

dia 6 de junho (00:00 UT): -0,11
dia 7 de junho (00:00 UT): +0,01
diferença entre um dia e outro: 0,12
decimalidade: 0,12 * 0,651 = 0,07812
-0,11 - (0,07812) = -0,03188, ou -0,03, que é o valor de B₀ para o horário da observação.

Feitos esses cálculos, é fácil registrar --- no círculo que representa o Sol na Ficha de Registro --- os verdadeiros valores da inclinação do eixo solar e da latitude solar, chegando-se assim aos verdadeiros pontos cardeais do Sol e às posições dos dois hemisférios. Como as manchas já estão desenhadas, sabe-se com perfeição quais estão em quais hemisférios.



13. UM PLANO PARA OS QUE INICIAM

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Para aqueles que estão a se iniciar na observação solar e têm dificuldade de balizar seu próprio caminho, aqui vão algumas sugestões:

0. Os observadores iniciantes na observação solar não devem ter a preocupação de "chegar logo" a uma observação solar com alto grau de sofisticação. Cada passo deve ser dado apenas depois que a etapa anterior está sólida. Cada passo avançado implica no domínio do passo anterior.

1. Não devem se preocupar em adquirir equipamentos custosos. Um "simples" refrator de 60 mm de abertura é suficiente para a observação solar. Rudolf Wolf, que iniciou a observação sistemática do Sol para a obtenção do número de Wolf, utilizava um refrator de 80 mm.

2. O filtro solar é de extrema importância, mas não imprescindível. Enquanto não for possível adquiri-lo, deve o observador fazer sua observação por projeção de imagem (não deve ser esquecido, nesse caso, que devem ser utilizadas as oculares de Ramsden ou as de Huygens, que não têm elementos colados). No caso da observação por projeção, apenas refratores devem ser utilizados.

3. A etapa inicial deve ser de familiarização com grupos e manchas. Deve o observador solar tentar simplesmente separá-los uns dos outros, ou seja, saber quantos grupos existem. Ao mesmo tempo, deve procurar contar quantas manchas há em cada grupo observado. O relatório da NOAA deve ser então consultado, nos dias em que houver observação. Essa etapa inicial de familiarização não deve ter mais que 2 mêses de extensão, mesmo que o observador, por questões de trabalho profissional, só possa fazer suas observações nos fins de semana.

4. O passo seguinte deve ser o de dividir o Sol em seus hemisférios norte e sul, para saber em quais deles grupos e manchas estão localizados. Deve aqui o observador se familizarizar com o fato de que o equador solar só é uma reta e só está exatamente na metade do disco solar 2 vezes por ano. Isso significa que grupos e manchas muito próximos do centro do disco poderão estar no hemisfério norte ou no hemisfério sul. Essa etapa também não deve ser extensa: outros 2 meses devem bastar ao observador solar para se familizarizar com ela.

5. Agora que o observador já tem familiaridade com a distinção dos grupos e já pode localizar os hemisférios em que eles realmente estão, há dois caminhos a serem seguidos: posição dos grupos e sua respectiva classificação. Se o observador pretender fazer desenhos dos grupos deve procurar fazê-los no local exato em que eles se encontram na fotosfera solar. Essa tarefa será mais fácil para aqueles que farão a observação por projeção de imagem. Os que farão observação direta deverão ser muito cuidadosos. Com outros 2 meses desenhando, o observador solar começará a se sentir confortável com essa tarefa. Deve, entretanto, estar ciente que desenhar grupos e manchas é uma tarefa que se reaprende a cada observação. Mesmo observadores experientes, de certa forma, são sempre iniciantes no desenhar o que se vê na fotosfera solar.

6. Feito o desenho dos grupos, o passo seguinte é sua classificação. Os que não forem fazer o desenho devem pular o item 5 acima e passar para este item, que se refere à classificação. Essa etapa, por ser bastante crítica, deverá ter aproximadamente uns 6 meses de extensão (o que significa, considerando tudo, que dentro de 1 ano o observador terá já muita experiência e poderá deixar de se considerar a si próprio como um iniciante). Para poder classificar bem um grupo será necessário se familiarizar com as várias classificações. Por exemplo: o observador pode usar 2 meses para fazer a classificação dos grupos apenas pela primeira letra (classificação de Zürich/Waldmeier); outros dois meses serão necessários para que seja possível a familiarização com a classificação de McIntosh, que é a que se usa na Rea/Brasil. Esse passo final de classificação de grupos também deve ser reaprendido a cada nova observação.

13. CONCLUSÃO

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Se o observador seguir cuidadosamente os passos acima descritos e fizer os registros (ou desenhos) das manchas com cuidado, e após, quiser compará-los com o desenho das manchas feito pelos observadores da Torre Solar do Observatório de Mount Wilson (Califórnia, EUA), verá que haverá mínimas diferenças de posicionamento, devidas em geral à falta de precisão absoluta no posicionamento do telescópio, ou à falta de nivelamento do local observacional (em geral, uma combinação desses dois fatores, mais o grau de experiência do observador e, ainda, as condições atmosféricas que permitem a estabilidade da imagem). Para fazer essa comparação, entretanto, é bom saber que o equipamento usado por eles (um celostato) tem nada menos que 45 metros de distância focal, permitindo uma imagem solar com 42 cm de diâmetro, e por isso é impossível a um observador amador com equipamento comum (entre 60 e 100 mm de abertura) ver tudo o que eles veem. Normalmente, o desenho é colocado na Internet após as 16:00 / 17:00 horas TU, no endereço acima especificado. Já o relatório da NOAA é colocado no ar no horário 00:30 TU.

Uma sugestão: o observador solar principiante é incentivado a fazer os desenhos das manchas, mesmo que ainda não os queira enviar à REA/Brasil, por se julgar pouco experiente. Brevemente, bem mais cedo do que se possa pensar, ele verá por si mesmo o progresso adquirido na observação solar.