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Este projeto é o primeiro de uma série de programas da REA que irão abranger diversos aspectos da observação da fotosfera solar. De forma geral, o Sol não tem sido um dos objetos preferidos para observação entre amadores brasileiros: são ainda poucos aqueles que se dedicam sistematicamente, há muitos anos, a este fértil campo da astronomia amadora. Um dos objetivos da série de projetos solares da REA será exatamente ampliar esse leque em nosso país. Afinal, o Sol é um dos objetos mais dinâmicos e surpreendentes que podem ser observados com pequenos telescópios. Acrescente-se a isto o fato de que a atividade solar encontra-se no momento (março de 1989) em fase de scensão, devendo atingir o pico entre 1990 e 1991; e ainda que o presente ciclo aparenta ser um dos mais ativos das últimas décadas; e teremos justifícada a inclusão da área solar entre os projetos da REA.
Obviamente, todos sabem que não se deve observar o Sol sem proteção adequada. A inobservância dessa regra essencial poderá causar danos irreparáveis aos olhos do observador (ou, o que é menos grave, porém também indesejável, a seu equipamento). Um fator que, no entanto, costuma ser menos lembrado, é que não basta obscurecer o disco solar de qualquer forma para não danificar a visão : não esqueça que a radiação que percebemos visualmente não é mais que uma pequena parcela do total da radiação eletromagnética emitida pelo Sol. As radiações ultravioleta e infravermelha (ambas invisíveis) podem igualmente causar dano a nossos olhos. Assim, qualquer sistema de fíltragem da luz solar deverá levar também isto em consideração.
As seguintes recomendações devem ser levadas em conta, no que diz respeito à proteção aos seus olhos:
1. Nunca utilize os pequenos "filtros de ocular" ou "Sun fílters" que costumam vir incluídos como acessórios de pequenos refratores ou refletores japoneses ou de outras procedências. O calor intenso que se forma na região do foco, quando se observa o Sol, pode facilmente trincar esses filtros. Isso acontece com frequência maior do que se pensa, notadamente quando o Sol está a poucas horas antes ou depois da passagem meridiana. É claro que, se o amador estiver observando no instante preciso em que o filtro se trinca, as consequências poderão ser irreparáveis.
2.Os únicos filtros seguros para observação direta são os filtros de objetiva que bloqueiam a passagem da luz solar antes de ela ingressar no sistema óptico. Esses filtros podem ser construídos em vidro especial ou em um material plástico denominado Mylar, e têm apenas um inconveniente: não são encontrados no mercado nacional. Se você tiver oportunidade de importá-los,poderá optar entre dois fabricantes dos USA: Roger Tuthill, Inc.(Solar Skreen) ou Thousand Oaks Optical Co. As revistas "Sky and Telescope" e "Astronomy" costumam publicar anúncios de ambas as empresas, onde constam os detalhes e endereços. Você pode também escrever à coordenação da REA para obtê-los.
3. Se você não tiver acesso a um desses filtros de objetiva, especialmente projetados para a observação solar, o único procedimento que recomendamos é o da projeção. Soluções tipo "quebra-galho" como negativos de fotografias, vidros enfumaçados etc., devem ser também evitados para a observação regular do Sol.
A observação do Sol por projeção, além de segura para o obsevador, tem a vantagem de possibilitar a determinação precisa das posições sobre o disco solar -- o que será indispensável para alguns dos próximos projetos. Assim, a partir deste ponto, apenas o metodo de observação por projeção passará a ser considerado neste texto. No entanto, mesmo quando se observa por projeçao , alguns cuidados básicos devem ser tomados - agora no que diz respeito ao seu equipamento: o uso de oculares mais sofisticadas como Plossls, ortoscópicas, etc, não é recomendado. O calor concentrado durante a observação solar poderá danificá-las, uma vez que essas oculares possuem elementos colados. O melhor mesmo é. utilizar as "antiquadas" oculares Huygens ou Ramsden, cujos elementos são duas lentes plano-convexas que não se tocam entre si.
Se voce possui um telescópio tipo Schmidt-Cassegrain, não convém arriscá-lo neste tipo de observação. O problema potencial é o secundário, que é também colado e poderá ser danificado. Uma boa prática, para telescópios com abertura superior a 60 mm (mais ou menos), é diafragmá-lo até esse. valor. Além de, geralmente, não ser necessária uma abertura maior para o Sol, essa técnica reduz a formação de correntes de ar no interior do tubo, que prejudicam a estabilidade da imagem. Durante a observação, deixe a buscadora tampada. Obviamente, você - não irá utilizá-la para localizar o Sol - isto pode ser feito através da sombra do tubo do telescópio - e assim você estará prevenindo outros problemas com a imagem solar que seria projetada pela buscadora.
Nas figuras acima, demonstra-se o equipamento necessário para a observação por projeção, nos casos de refratores e refletores. Como se vê, o instrumental é bastante simples, constando basicamente de um suporte, um braço ajustável e uma tela de projeçao. Esta última, evidentemente, deve ser bem lisa, plana e um pouco maior que o tamanho desejado da imagem. O diâmetro de imagem é função da distância entre a ocular e a tela (além, é claro,do sistema óptico) . de forma aproximada, esse diâmetro pode ser calculado pela fórmula:
D = A.RNessa equação, D= diâmetro da imagem projetada, A= aumento (dístância focal do telescópio/distância focal da ocular), e R= distância do centro da ocular à tela.
Por exemplo : a REA irá padronizar em seus projetos o diâmetro de 10 cm para a imagem projetada do Sol (esta escolha foi feita tomando como base a relação dos equipamentos dos associados). Se você possuir um refletor de 114 mm de abertura, 900 mm de distância focal e estiver trabalhando com uma ocular de 20 mm de distancia focal, a que distância deverá colocar a tela ?
Neste caso,
AR = 107 x 10 = 23,77 ou, aproximadamente, 24 cmUma palavra final sobre a tela: nos programas solares da REA, poderão ser usados gabaritos diferentes, de acordo com o projeto específico (eventualmente, poderá ser interessante o uso de discos reticulados, quadriculados ou simples). A REA fornecerá o gabarito para cada caso específico. Em qualquer caso, no entanto, o observador deverá utilizar o gabarito diretamente sobre a tela de projeção. Até este ponto, o texto seguiu uma orientação geral, válida para quaisquer projetos do programa solar da REA. Os itens a seguir se referem a este projeto especifico.
Monitoramento permanente da evolução do ciclo de atividade solar, através da contagem simples do número de manchas solares no decorrer do tempo. O padrão a ser observado é o número de Wolf internacional (ou Número Relativo de Manchas Solares).
FREQUÊNCIA DE OBSERVAÇÕES
O desejável e ideal é a observação diária. Reconhecemos, entretanto, que as atividades profissionaís de cada um possam ser um pesado fator de restrição. Essa, sem dúvida, é uma das causas mais prováveis pelas quais o Sol não é observado mais frequentemente por amadores. No entanto, caso você já deixe o equipamento preparado, o tempo de observação deste projeto específico não lhe tomará mais de uns poucos minutos por dia. Tente, portanto, fazer o maior número de observações possíveis.
HORÁRIO DAS OBSERVAÇÕES
O melhor, sob vários pontos de vista, é a observação no inicio da manhã. Além de a temperatura ambiente ser ainda mais baixa, as condições de estabilidade de imagem ("seeing") são melhores de manhã cedo. As horas mais próximas ao meio dia são justamente as menos recomendadas. No entanto, novamente as atividades profissionais de cada observador serão o fator limitante, em função do tempo disponível. Alguns, por exemplo, só poderão realizar as observações no fim da tarde, ou durante a hora do almoço, etc. O mais importante, todavia, é procurar criar uma rotina de observação sempre no mesmo horário aproximado - qualquer que ele seja.
GENERALIDADES : O CICLO SOLAR/MANCHAS SOLARES
A descoberta do ciclo de atividade solar se deve a um astrônomo amador - um farmacêutico alemão da cidade de Dessau chamado Hofrath Schwabe. Em 1826, tendo adquirido um pequeno telescópio, Schwabe iniciou a fazer observações diárias do Sol, registrando e desenhando todas as manchas visíveis. Por volta de 1843, ele desconfiou de alguma periodicidade na frequência com que as manchas ocorriam, porém foi apenas em 1851que ele pôde finalmente confirmá-la e divulgar sua descoberta. Ao todo foram vinte e cinco anos de persistente observação.
Sabe-se hoje que esse ciclo dura cerca de onze anos, e que em geral a ascensão ao máximo de atividade é mais rápida que o declínio subsequente. Os ciclos, no entanto, estão longe de serem perfeitamente regulares, e alguns máximos são muito mais intensos que outros. O mais ativo já registrado teve seu pico em dezembro de 1957, e o maior grupo de manchas já observado ocorreu no ciclo anterior. No entanto, o ciclo atual (com máximo provável em 1990-91) poderá ultrapassar estes recordes históricos: já em fins de junho passado um imenso grupo de manchas foi observado, e, no momento em que este texto é escrito (12 de março de 1989) outro enorme é perfeitamente visível a olho nú (com proteção adequada) sobre o disco solar. Além disso, a evolução do número de manchas tem sido extremamente intensa desta feita, como veremos mais à frente.
A manifestação mais evidente da atividade solar são as manchas solares. Trata-se de regiões que aparentam ser relativamente escuras quando observadas à luz integral. Na realidade, elas só aparecem escuras em função do contraste com o restante da fotosfera, e porque são regiões mais frias que as circundantes. Mesmo assim, analise espectroscópica revela que o gás nas manchas se encontra à temperatura de 3800 graus K (mais ou menos o correspondente à de uma estrela de tipo espectral K). Assim, está fora de dúvida que as manchas seriam na realidade muito mais brilhantes se consideradas fora do ambiente que as rodeia. Quando observamos as manchas, conseguimos distinguir as regiões centrais mais escuras e "frias" (denominadas "umbra" ou sombra), circundadas pela "penumbra", que não é tão escura. As manchas podem ser observadas isoladamente ou em grupos).
As manchas solares são regiões de intenso campo magnético: milhares de vezes mais fortes que o campo magnético médio do Sol. Frequentemente elas ocorrem aos pares: neste caso, cada mancha representa uma polaridade magnética (norte ou sul). No caso dos grupos, as diversas manchas componentes assumem, aos pares, dipolos magnéticos -- tornando a estrutura bastante complexa. A origem das manchas solares está provavelmente associada à rotação diferencial do Sol. Sabe-se que a rotação solar, próximo ao equador, é mais rápida do que a latitudes elevadas. As linhas de campo magnético que se encontram logo abaixo da fotosfera (denominadas "linhas congeladas", por curioso que pareça) acompanham o movimento do plasma solar. Assim, à medida que o Sol gira, essas linhas vão se "enrolando" ao redor da estrela. Sob determinadas circunstâncias, essas linhas se rompem: nas regiões onde as linhas emergem da fotosfera temos uma polaridade, e naquelas onde as linhas penetram na superfície solar temos a polaridade oposta. Os campos magnéticos nessas regiões limitam o transporte de energia por convecção desde as camadas mais internas do Sol até a fotosfera. O resultado são as manchas mais escuras e frias que observamos.
A cada ciclo de 11 anos, as polaridades norte e sul de todo o Sol são revertidas (isto costuma acontecer um ano ou dois após o máximo número de manchas): a partir daí, um novo ciclo recomeçará, de tal forma que só retomaremos à configuração original em 22 anos. Por esse fato, alguns consideram que seria mais correto dizer que o ciclo solar é de 22 anos que 11 anos.
NÚMERO DE WOLF
Existem diferentes formas de realizar a contagem das manchas: as mais simples consideram apenas as áreas ativas, desconsiderando a importância relativa dos diferentes grupos (ou o número de manchas existentes em cada agrupamento). Outros consideram simplesmente o número total de manchas, sem levar em conta o dos grupos ou áreas ativas.
Ambos, no entanto, são inadequados. Para levar em consideração tanto os grupos como as manchas isoladas, padronizou-se internacionalmente um índice denominado "Número de Wolf", ou "Número de Manchas Solares". O índice é calculado simplesmente através da relação:
R = 10 g + f
Nessa equação:
R = Número de Wolf
Na realidade, a expressão completa do número de Wolf é um pouco mais complexa:
R = K (10g + f)
O termo K que aparece nessa fórmula é uma constante, cujo valor depende do instrumento utilizado, do observador e das condições da observação. Naturalmente, com instrumentos mais potentes a tendência é para valores de K mais elevados (o padrão unitário, do próprio Wolf, era para um refrator de 80 mm). Por esse motivo, é indispensável para a padronização do programa que se observe sempre com o mesmo telescópio e ocular. Não se preocupe em determinar o "seu" valor de K ; isto só será possivel depois de anos de observação e comparações com os dados do Sunspot Index Data Center (SIDC), de Bruxelas, Bélgica. Os valores do Número de Wolf, em base diária, de acordo com os observadores da Seção Solar da AAVSO e com o SIDC, são publicados mensalmente na revista "Sky and Telescope". Provavelmente, dependendo da aceitagao do presente projeto, a REA passará a divulgá-la também, em base mensal e em nossa "Circular". Apenas para efeito informativo : o SIDC prevê para margo e abril de 1989 valores médios mensais de 150 e 157, respectivamente, para o número de Wolf.
A título de comparação, no grande máximo de 1957, o valor de R. chegou a 190; no máximo de 1968, foi de apenas 106. Não resta dúvida que estamos nos encaminhando para um máximo extremamente interessante.
O QUE OBSERVAR E REGISTRAR NA FICHA PADRÃO:
Especificamente, este projeto foi desenhado para tomar do participante um mfnimo de tempo em cada observação. Isto exatamente para permitir o maior número de observações possíveis (diariamente, de preferência), sem prejudicar as atividades profissionais de cada um. Assim, dificilmente o observador perderá mais de cinco minutos para realizar a contagem e anotar seus dados. Por esse motivo, a ficha-padrão foi simplificada ao máximo. (Naturalmente, haverá outros projetos que irão requerer observações mais detalhadas e demoradas: ficará ao critério e à disponibilidade de tempo de cada um a sua participação nos programas seguintes). Porém, para o presente programa será suficiente registrar os seguintes dados, de acordo com a ficha-padrao.
Dados do observador/equipamento
Auto-explicativos. Importante : a "abertura" que você deve registrar é a que você efetivamente usar. Por exemplo, se você utilizar um refletor 114 mm diafragmado para 60 mm, deverá indicar 60 mm . Naturalmente, o F/D deverá ser correspondente. Não esqueçaa que o diâmetro do disco solar na projeção deverá ser de dez centfmetros.
N (Nebulosidade)
Usaremos um padrão coerente com o da AAVSO. Indique, por uma escala porcentual entre 0X a 100X, a fração do céu que se encontra coberto no momento da observação. Obviamente, 0X significa um céu sem absolutamente nenhuma nuvem, e 100X, céu totalmente coberto. Use "passos" de dez em dez por cento.
S (Seeing, ou estabilidade da imagem)
Avalie rapidamente a estabilidade da imagem segundo uma escala de 1 a 5, sendo : 1, excelente; 2, boa; 3, regular ; 4 , ruim; 5, péssima.
G
número total de Grupos de manchas visíveis em todo o disco solar.
F
número total de manchas visiveis (tanto as isoladas como as que se encontram nos grupos). Consulte o texto se necessário.
R
número de Wolf. Calcule rapidamente e indique, sendo R= 10G+F
Remeta a ficha-padrão preenchida mensalmente, como de hábito, à Coordenação da REA.
AGRADECIMENTOAo Prof.Jean Nicolini, do Observatório do Capricórnio, observador solar há mais de 32 anos, por sua colaboração e apoio para os projetos solares da REA.
REFERÊNCIAS| Muirden, J. | "The Amateur Astronomer's Handbook" | Harper and Row | 1983 |
| Nicolini, J. | "Observemos o Sol" | apostila | 1989 |
| Pasachoff,J. | "University Astronomy" | Saunders | 1979 |
| Sidgwick, J.B. | "Observational Astronomy for Amateurs" | Enslow | 1982 |
| Taylor, P.O. | "Watching the Sun" | S&T, | 1989 |
Colaboraram neste e nos demais projetos solares da REA: Edvaldo Trevisan, Cláudio Brasil Leitão Jr, Renato Levai e Alexandre David Rodrigues.
NOTA:
durante a contagem dos grupos, alguns poderão ficar em dúvida sobre se determinado agrupamento de manchas é mesmo apenas um grupo, ou dois ou mais grupos próximos entre si.
Para auxílio neste caso, reproduzimos abaixo a classificação de Zurich, que é a padronizada pelo SIDC. Note que abaixo se vê uma "escala" (de 0 graus a 30 graus) que poderá ajudá-lo na eventual dúvida. Não se preocupe (ao menos neste programa) em registrar o tipo de agrupamento (A2, C1, etc.): isto não será necessário, a menos que você o deseje para uso próprio.
