S.RetuertoyD.Revilla ObservaciónsistemáticadelSolenluzblanca

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Observación sistemática del Sol en luz blanca

SergioRetuertoyDanielRevilla

AlumnosdelGradoenFísicaymiembrosdelGrupoUniversitariodeAstronomía.UniversidaddeValladolid

Elsolesunodelosastrosmásinteresantesyfácilesdeobservar.Apesardeellonohaygrannúmerodeobservadoressolaresdentrodelacomunidadamateurdeastronomía.Conesteartículopretendemoshacerunaintroducciónalaobservaciónsolarconescasomaterialy

mostrarlosdatosquesepuedenobtenerenuncortoplazodeobservacióncomoeselverano. Historia1delasprimerasobservacionesLa observación de las manchas solares no es algoque solo se realice en la actualidad, sinoquedesdeantes de la invención del telescopio, en la antiguaChina,yavieronmanchassolaresgrandescuandolaluz del sol atravesaba nubes densas. Las primerasobservaciones escritas que tenemos datan del año800 a.C. y dicen que veían oscurecimientos osombras en el sol. Estas observaciones no eranconstantes, simplemente las usaban para realizarpredicciones.No solamente en China se dieron cuenta de laexistenciadeestefenómeno,sinoqueotrasculturastambiénhandejado indicios de que conocíandichofenómeno. Ennuestra cultura, la occidental, unodelosprimerosendarsecuentafueTeofrastodeAtenas(372‐ 287 a.C.) menciono en torno al 350 a.C. quehabíamanchastantoenelsolcomoenlaluna,peroestaideafuedescartadadebidoaqueAristóteles,sumaestro, considerabael sol comounastroperfecto.Unos años después, cuando la iglesia adopto lasideasaristotélicas,considerabanherejíadecirqueelsol estaba manchado, por lo que no hay másregistrosdemanchas solaresescritoshasta laEdadMedia.Enlosaños507y840,observaronmanchassolares,pero las atribuyeron al tránsito de mercurio pordelantedelsol.Yesendiciembrede1128cuandounmonjedelmonasteriodeWorcesterrealizaelprimerdibujo del sol junto a las manchas observadas esedía, donde, a pesar de observarlo sin ningún

RevistadeCiencias,5,19‐29,enero2015ISSN:2255‐5943

instrumento, se puede apreciar la umbra y lapenumbra.A partir de ahora empieza a ver un poco más deactividad en la observación del Sol, aunque todavíasigue siendomuy poca. Además, algunas religionessiguen creyendo aun en la perfección de nuestraestrella y atribuyen el fenómeno a tránsitos demercurio, venus o algún cuerpo sin descubrir pordelantedeldiscosolar.Esyaalrededorde1610, juntocon la invencióndeltelescopio, cuando algunos astrónomos empiezan acontribuir de manera más activa a la observaciónsolar. El primero en realizar dichas observacionesfue Thomas Harriot. Johannes Fabricius se diocuentadequelasmanchasaparecíanporelesteyseescondíanporeloeste, tardandomásomenosdocedías. Otros científicos importantes interesados enestaáreafueronGalileoGalileiyCristopherScheiner.Estos dos últimos fueron los más activos en losestudiossobrelasmanchassolares,creandoademásuna gran discusión por saber quién fue eldescubridordedichofenómeno.Ya en el siglo XVII uno de los observadores másimportantes fue el alemán J.Hevelius, quien realizonumerosasmedidasentrelosaños1642y1644.Contodasellas,determinocongranprecisiónelperiodode rotación del sol. Además, posteriormente, susobservaciones han podido iniciar investigacionesrealizadasconelmínimodeMaunder.Otro astrónomo un poco posterior fue AlexanderWilson.Estesediocuentaqueenelcentrodeldiscosolar, la penumbra es simétrica con respecto a laumbra,peroconformeseacercaalborde,sevemásestrecha la penumbra interior que la exterior. Esto

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es lo que actualmente conocemos como el efectoWilson.Además,élcreíaquelasmanchaserancomoremolinosen laatmosferasolar, siendo laumbraelcentrodeesteylapenumbralasparedes.La granulación solar no se conoció hasta 1787,descubierta por el alemán Johann HieronymusSchroeter, ya que poseía uno de los mayorestelescopiosdelaépoca.Hastaentoncesnosehabíanpreocupadodelanaturalezadelasmanchassolares,ylamayoríaaceptabanlaideapropuestaporGalileodequeerannubesdelaatmosferasolar.Peroahora,WilliamHerschel, basando las ideasdeWilson, dijoque el sol estaba formado por dos capas de nubesbrillantes, y cuando en la primera capa se abría unhueco, viéndose la segunda (lo que sería lapenumbra). Si además había un agujero en lasegunda capa también veríamos el suelo, según él,sólido,delsol(laumbra).Posteriormentellegaronaproponerqueinclusolaumbrapodíaserunacapaamayoresdenubes.Es en 1848 cuando el astrónomo RudolfWolf, trashaber hecho una observación y un seguimientorigurosos de las manchas solares, define elactualmente conocido comonumerodeWolf.Dichovalorevalúade formamásprecisaqueelconteodemanchas la actividad solar, puesto que tiene encuentalacantidaddegruposquehayenelmomento.El número de observadores y el interés por elestudio del Sol empezó a aumentarconsiderablemente. Es más, en la actualidad existeunorganismoencargadodelacoordinaciónmundialdel número relativo (número de Wolf), el SIDC(Sunspot Index Data Center), situado en Bruselas.Con esta institución colaboran multitud deagrupaciones y aficionados de todo el mundo,mandandodatosysiguiendodiariamente laestrellamáscercanaalplanetaTierra.PropósitodelaobservaciónsolarTodos los estudiosque se realizandel Sol tienen elpropósito de entender su funcionamiento. Antes denada,hayquedecirquellamamosactividadsolaralapresenciademanchas,protuberancias,fulguracionesyemisionesimportantesenradiofrecuenciasyrayosX.Todosestos fenómenossonfrutode la liberacióndeenergíaporpartedelcampomagnéticodelSol.Entonces,loquesebuscamediantelaobservaciónyelanálisisdelsolesencontrarlarelaciónqueexisteentre dicho campo magnético, como se libera todaesaenergíay todos losyamencionados fenómenos.Laimportanciadetodoestoesclaveparalavidaenla tierra, ya que posibles variaciones en este astrorepercutiríanenlatierra,tantoenlossatélitesylascomunicaciones actuales, comoen la temperaturay

el clima, puesto que ciertos mínimos de actividadsolar han provocado fuertes descensos de latemperatura.AcercadelSolApesardesuaparienciauniformeysosegada,elSoles un cuerpo en constante cambio y evolución. Sepueden observar gran multitud de fenómenosusandodiferentestécnicasqueveremosdespués.Nosotros nos centraremos en la “superficie” yatmósferasolar,yaqueesahídondeseproducenlosfenómenosvisiblesconnuestrosmedios.FotosferaEslasuperficievisiblesolarylaqueledacoloralaestrella.Ennuestrocaso, la temperatura fotosféricaesdeunos6000Kporloquela luzqueobservamoses amarillenta. Dicho color se debe a que a menorlongitud de onda más energética es la radiaciónelectromagnética, por lo que a mayor temperatura(mayor energía), más blanca será la luz (menorlongituddeonda).Enotrasestrellas latemperaturasuperficialvaría,esto lesconcedeotras tonalidades,variando desde el rojo hasta el blanco‐azulado.Resultacuriosoquesiendolapartemásdensadelaatmósfera solar, únicamente alcanza el 0,01%de ladensidaddelaireenlaTierraaniveldelmar.

Como todas las estrellas, el Sol está formado porplasma, principalmente hidrógeno y helioparcialmente ionizados,por loqueesunmuybuenconductor eléctrico. A esto hay que añadirle que elplasma solar no es estático, sino que rota adiferentesvelocidadesdependiendodelalatitudalaque se encuentra. Este fenómeno se conoce comorotacióndiferencial.La unión de estos dos fenómenos hace que segeneren unos fuertes campos magnéticos que

Fig.1.Gruposdemanchasenvisual.(Fotografíadelosautores).

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pueden emerger a la superficie solar (fotosfera)donde se concentran e intensifican dificultando elmovimiento del plasma, formando las manchassolaresquepodemosver.Porello,laenergíaligadaalas manchas es mayoritariamente magnética y notérmica.Elcoloroscurode lasmanchassedebealcontrastedesutemperaturaconeldelasuperficie,unos2000gradosmayorquelasanteriores.Otra estructura interesante en la fotosfera es lagranulación. Se produce debido a corrientesascendentesdeplasmaqueal alcanzar la superficieprecipitanen lazonaconvectiva.El tamañodecadagránulovaría entre500y1500km,queapesardeserefímeros,sonvisiblesconnuestrosmedios.CromosferaPorencimadelafotosferaydebajodelacoronanostopamos con una capa rojiza: la cromosfera. Al sermuchomástenuequelafotosfera,nolapodemosvera simple vista un día normal, pero puede serapreciada durante un eclipse, ya que se cubre lafotosfera.Esta capa, queestá formadaen sumayorparteporhidrógeno y helio, tiene un grosor de unos 10.000kilómetros, y su temperatura aumenta según se vaacercando a la corona solar, de los 4.000 K a los500.000 K. No solamente varia la temperaturadependiendo de la distancia al centro del sol, sinoqueladensidaddelacromosferacambiademaneraopuesta a la temperatura, es decir, cerca de lafotosferaladensidadesnotable,mientrasquecercade la corona solar la podríamos considerarprácticamentenula.En la cromosfera podemos encontrar unasestructurasparecidasa“llamas”, llamadasespículas.Estastienenundiámetrodeentrelos100ylos1.000Km llegandohasta los10.000Kmdealtitud.Suelentener una vida de entorno a los 10 minutos, contemperaturasdeunos10.000K.Las otras protagonistas de esta capa son lasprotuberancias. Estas estructuras son enormeseyecciones de plasma solar relativamente frío (encomparación con la cromosfera) que normalmentetienen su origen en la fotosfera, y tras cruzar lacromosferaacabanenlacorona.A diferencia de la actividad fotosférica, lacromosféricaesbastantemásefímera.Normalmentelas protuberancias vienen asociadas a manchassolares, por lo que puede parecer que unasdependen de las otras. A pesar de su estrecha

relación y su pareja evolución, unas sonindependientesdelasotras.Mientrasqueavanzael ciclo solar, lasmanchasvanapareciendo en latitudes más bajas (se vanacercandoalecuadorsolar,aesto le llamamos"Leyde Spörer") las protuberancias pueden aparecer enlatitudesdiferentes.

En las protuberancias pasa algo parecido, adiferenciade lasmanchas, encontramosdosgruposde protuberancias: las normales y las polares, queaparecena latitudesmayores(>30‐40º)y tiendenaacercarsealpoloenelmáximodelciclo.La observación de esta capa se realiza mediantetelescopios especiales centrados en la banda H‐alfa(hablamos de ello más abajo). Con ellos tambiénpodemos ver filamentos, que son protuberanciasvistasdefrente,sobreeldiscosolar.Adiferenciadelos filamentos, las protuberancias son las que seobservansobresaliendoeldiscosolarporloslimbos.CoronaPor último, la corona es la capa más externa denuestra estrella. Mucho menos densa que lasanteriores, tiene la peculiaridad de alcanzartemperaturasdelmillóndegrados, fenómenoqueadíadehoynoestamossegurosdeentender,yesunodelosproblemascandentesenlafísicasolar.Comomuchosotrosfenómenos,estacapaseobservóenprimerlugarasimplevista,enloseclipsestotales.Posteriormentecuandolaciencianoslopermitió,seconstruyeron telescopios llamados "coronógrafos"que eclipsaban artificialmente el sol. Actualmentealgunosdelostelescopiosquemáscontribuyenalaobservación de esta región son el satélite artificial

Fig.2.SolenH‐alfacontelescopioPST.(Fotografíadelosautores).

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SOHO(proyectoconjuntodelaESAyNASA),elSolarDinamic Observatory y el Stereo. Con él podemosobservar las eyeccionesdemasa coronal (CME) tantemidas por los medios de comunicación. Estaseyecciones, al igual que las protuberancias, siguenlaslíneasdecampomagnético,soloqueadiferenciade estas últimas, las rompen y se pierden en elespacio,llegandoaliberarhastadiezmilmillonesdetoneladasdeplasmaavelocidadesdemilkilómetrosporsegundo.CuandounadeestasoleadasllegaalaTierra, puede producir desde las bellas auroraspolaresadañosenlossatélitesartificiales.TécnicasdeobservaciónSimplevistaAl igualquehacíannuestros antepasados, si sedanlas condicionesoportunas,podemosobservarel solsinnecesidaddefiltrosniinstrumentaciónadicional.Estosedaenamaneceresyatardeceresenloscualeshay presencia de nubes que se interponen entre elastroreyynosotros.Al estar el sol tan bajo, los rayos procedentes delmismo tienen que atravesar más atmósfera y laslongitudes de onda más cortas tienen más tiempoparaserabsorbidasporlosaerosolesypartículasensuspensión, por lo que predominarán los coloresrojos(menosenergéticos). Estefenómenoeselqueconocemos como difusión de Rayleigh. Si a esto leañadimos nubes entre medias, cuando miremos alsolveremosatravésdeellaseldiscosolarsinmayorpeligro.Enelcasodequehubieragrandesgruposdemanchas solares, podríamos diferenciarlas comopuntos negros en el sol. Es importante aclarar quesiempreespeligrosoobservarelsoldeestamanera,porloquenoeslamásaconsejable.ProyecciónPara la proyección es preferible usar telescopiosrefractoresoprismáticosyaquenousaremos filtroalguno. En el caso de que usásemos telescopiosreflectores o catadióptricos deberíamosdiafragmarlos ya que el espejo secundario puedecalentarsemuchoalproducirselasegundareflexiónyestropearlo.Estemétodoconsisteenapuntaralsoly dejar que los rayos atraviesen todo el sistemaópticodenuestroinstrumento,salganporelocularyse proyecten en una superficie blanca y lisapreferiblemente.Esmuyfácilderealizar.Ademássiestamos a oscuras y tras haber enfocadocorrectamente, se puede llegar a obtener muchadefiniciónenlasestructurasqueobservamos.Este método es muy adecuado para la divulgación,puesto que pueden observar la proyección variaspersonasalavez.

FiltrosEl uso de filtros es el método más usado porastrónomosamateurdebidoalabanicodeespectrosque cubren y su fácil manipulación. Los máspopularessonlossiguientes:

Lámina Baader: Es una lámina parecida alpapeldealuminioy lamásbaratade todaslas opciones. Filtra la radiación UV e IR almismo tiempo que elimina la mayor partede la luz incidente, de talmanera que solonosllegaunapequeñafraccióndelaemitidapor el sol. Con este filtro vemos lagranulación solar, al igual que manchassolaresyfáculas.

H‐alfa: Entramos aquí en harina de otro

costal. Estos filtros (656 nm) nos permitenver otra capa del sol, la cromosfera, (capaentre la fotosfera y corona). Esta capa soloesvisiblecontelescopiosespeciales,yaque

Fig.4.FiltrosdediferentestamañosconláminaBaadercaseros.(Fotografíadelosautores).

Fig.3.Puedenobservarseumbrasypenumbrasproyectadas.(Fotografíadelosautores).

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normalmente esta ocultada por el brillo dela fotosfera. Aquí podemos observarfenómenos como protuberancias, playas,espículas, filamentos (protuberancias sobreel disco). En esta capa siempre es posibleobservar algún fenómeno, puesto que haymuchamenos diferencia de actividad entreel máximo y el mínimo, es decir, da igualcuandomiremos la cromosferaque esmuyprobablequepodamosobservar filamentosoprotuberancias.Adiferenciade los filtrosanteriores, este nosmuestra el sol con unatonalidadrojiza.

PrismadeHerschelEnaparienciasimilaraunprismadiagonal,hacelasveces del anterior y de atenuador. Realmente nofiltra la luz, sinoque la refractaynosdeja soloconun 4,6% de la luz incidente, la cual debe reducirseposteriormente con un filtro en el ocular. Esto lohacemedianteunprismaenformadecuña.Este prisma se usa principalmente con telescopiosrefractores (sin filtro previo), porque en el caminoópticohastaelocularnocalientanadaalnollegaraconcentrarse.

NuestrasobservacionesDurante las vacaciones estivales, aprovechando elbuentiempo,ladominanciadecielosdespejadosyelfin del máximo solar de este ciclo 24, decidimosrealizarunaseriedeobservacionescuantificando laactividad solar a través del "NúmerodeWolf" paraversuevoluciónalolargodeuntrimestre.

MetodologíaAprincipiosdeagostocomenzamosporseparadoatomar las medidas del sol siguiendo ciertarigurosidad que dotase a los resultados decredibilidad y valor científico. Dimos importancia arasgoscomoobservaralamismahora,quecadaunousase siempre el mismo equipo, no mirar partesdiarios ni imágenes del sol antes de lasobservacionesparanoestarinfluenciadosyregistrarmedianteundibujolasmanchaspresentesenelsol.Eldesarrollodeunasesiónconsisteenlapuestaenestación del telescopio con el filtro adecuado, laobservación detallada del disco solar en busca degrupos y manchas y su posterior dibujo en unasplantillas previamente diseñadas para calcular elnúmerodeWolf.Alrealizarundibujo,nosobligamosa prestar más atención a los detalles que si lohiciésemosde cabeza.También estamosplasmandotodoloquesomoscapacesdeobservarconnuestroequipo y nuestros ojos, por lo que al calcular elnúmerodeWolfsobreeldibujo,tendremosunvalorobjetivoypermanente.Una vez representado el sol, procedemos al cálculodelyamencionadonúmerodeWolf,queconsisteencontar el número de grupos y el número de focosindividuales,eintroducirlosenlasiguienteecuación:

ReselnúmerodeWolf,elíndicequenosva

acuantificarlaactividadsolar.Estafórmulatan sencilla cuadra bastante bien con laactividaddelsol.

k se utiliza para promediar lasobservaciones de diferentes observadores,si solo observa uno se toma con valor k=1.Eselfactorentreelvaloroficialfinalyeldecadaobservador.

g es el valor más polémico y que mayorimprecisiónañadealamedida.Estosedebeal concepto de "grupo" que se tiene, sobretodo cuando estos son pequeños y estánjuntos, pudiendo interpretar uno comopartedeotro.Paraevitarestasdisparidades,es recomendable conocer y seguir laevolución de los grupos a lo largo de losdías,deestaformaconoceremosacadaunoynocaeremosenerrores.Otraeshaceralgode trampa y acudir al magnetograma(imagendelcampomagnéticosolar),dondeviendolapolaridaddelaregión,sabremossisetratadeungrupoovarios.

f se limita a contabilizar el número demanchas,tantoconpenumbracomosinella.

Este es el dato quenos interesa y quemediante surepresentación en una gráfica veremos la variacióndelaactividadalolargodeltiempo.

Fig.5.PrismadeHerschelvistodesdeabajo;salidadelaluz.(Fotografíadelosautores).

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Aunque parezca que meramente obtenemos undibujoyunnúmero,realmentesacamosmuchamásinformación, que más adelante veremos como laextraemoseinterpretamos.InstrumentaciónymaterialesEn nuestro caso, todas las medidas que hemosrealizadosehanhechoconuntelescopioreflectoryotrocatadióptrico,en loscualessehacolocadounalámina de Baader delante del tubo, filtrando así laparte correspondiente de luz y haciendo segura laobservación.El primero de ellos, el catadióptrico, es un tipo detelescopio llamado Schmidt‐Cassegrain, el cual,además de tener los dos espejos esféricos paraminimizarlalongituddeltubo,cuentaconunalentecorrectora en la boca del tubo. Este tiene unaaperturade150milímetrosyuna longitud focalde1500mm.

El otro de los telescopios es uno de los conocidoscomonewtonianos,yestesimplementeestáformadoporunespejoparabólicoenelfondodeltuboyotro

espejo secundario colocado a 45º que desvía la luzhacia el ocular. Su apertura y su longitud focal,respectivamente,son200y1200milímetros.

ResultadosActividadsolar.UnavezobtenidastodaslasmedidasdelnúmerodeWolf, las hemos representado en una gráfica. En eleje horizontal representamos los días, y en el ejevertical representado la actividad del sol de dichomomento apuntando el mencionado número deWolf.Debidoalbajonúmerodemedidasquetenemos,deunosdosmeses,nopodemosdeducirnadasobreelciclo solar, puesto que su duración es de entorno aonceaños.Peroesonoquieredecirquenopodamossacarningunaconclusión,yaquesimplementealverlagráfica,nosdamoscuentadequeesunastro encontinuo cambio.Enesteperiodode tiempohemosobservado una gran variación de la actividad solar,puestoqueaprincipiosdejulionosencontramosconun mínimo número de manchas. Poco a pocoempezamos a ver más, llegando a observar hastanueve grupos a la vez, algunos de ellos con unasdimensionesbastantegrandes.

Fig.7.TelescopioNewtoniano.(Fotografíadelosautores).

Fig.6.Catadióptrico,esuntipodetelescopiollamadoSchmidt‐Cassegrainde150mm.(Fotografíadelos

autores).

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Una observación continuada del sol a lo largo devarios años nos proporciona una gráfica en la cualpodemosobservarclaramentelosciclosdeactividadsolar, apreciando los máximos y los mínimos. Acontinuación mostramos un ejemplo facilitado porlos observadores que colaboran con la página webwww.parhelio.com.

La línea amarilla son las observaciones diarias, laverde representa los mismos datos de manerasuavizadaylarosaylaazulmuestranlaactividad,yasuavizada,decadahemisferio.PeriododerotaciónsolarUnresultadosecundarioobtenidoa raízdenuestroproyecto resultó ser una medida del periodo derotación solar en el ecuador (no es el mismo adiferenteslatitudes).Este surgió al comparar los dibujos realizadosdurante el transcurso de diez días, en los cualesobservamoselmovimientodelgrupo2135(indicadoconunaflecharojaenlaimagenadjunta)atravésdetodoeldisco.Una pega que encontramos fue el hecho de que notenemos observaciones del surgimiento de estegrupoporelEstesolar,solo tenemossupuestaporel Oeste por lo que no tenemos el tiempo precisoentresusurgimientoydesapariciónporellimbo.Apesardeelloygraciasa laextendidaobservaciónque hemos realizado, pudimos determinar que eltiempoquepasódesdequeaparecióelgrupoyllegóalaposiciónprimeradelaquetenemosinformación,esdeaproximadamentedosotresdías.Por lo tanto, sabemos que el grupo surge sobre losdías4‐5deAgostoyseponeel17deesemismomes.Esto quiere decir que el sol tarda en dar mediarotación 12,5 días. Considerando la rotación solaruniforme,determinamosqueeltiempotranscurridoenunarotacióncompleta,esdecir,elperiodo,esde25 días, dato que concuerda con las medidasoficiales.EvolucióndelosgruposInevitablemente al hacer una observaciónsistemática del sol prolongada en el tiempo, nosdimos cuenta de que los grupos (compuestos demanchas) no son estáticos, sino que están encontinuocambio.Asípodríamosseguirunbuenrato:manchasquesedividen, se fusionan, simetría de la penumbrarespectodelaumbra,formas,distribucionesetc.

A veces nos encontramos que grupos pequeños,compuestos por escasas manchas, sin presencia depenumbras ni estructura compleja, cambian de lanoche a lamañana convirtiéndose enun grupo conpolaridad evidente, con presencia de manchasintermedias,penumbrasymuchomáscomplejos.Otras veces tenemos que una gran mancha conpenumbraapenasvaríaenloquedurasupasoporelsol,meramente rodeándose de pequeños focos quevienenyvan.Estosfenómenossonlosquehacendelaobservaciónsolar algo interesante, divertido, cambiante ygratificante.En nuestro caso nos vamos a centrar en el grupo2152,elquecomoenelprimerejemplomencionadoarriba, hace aparición en el disco como un tímidogrupo de cuatro manchas rodeado de fáculas queposteriormente se transformará en uno bastantemáscomplejo.[Alcomienzodeltrabajolaclasificacióndegruposquesesiguió fue ladeZurich.PosteriormenteadoptamosladeMcIntosh,algomáscomplejayqueclasificaconmás detalle los grupos. En los dibujos únicamentepusimosestaúltimaclasificacióneneltercero,cuartoy quinto. La clasificación del resto se realizó aposteriori.]

Eldía28/08apareceungrupoconcuatromanchasque apenas llama la atención. Lo clasificamos comoBxo,donde laB correspondeaungrupobipolarsinpenumbra, la x a la penumbra de la manchaprincipal, en este caso inexistente, y la o a ladistribucióndelasmanchasdentrodelgrupo,siendounadistribuciónabiertaydivididoendoszonasdepolaridadmagnéticaopuesta.Dos días más tarde, el 30/08 (tercera imagen), lasmanchas principales de cada polo presentaban yapenumbra y había crecido el número de focosintermedios.Su clasificación fue Dso: bipolar con penumbra enlas manchas de ambas polaridades, penumbrasimétrica con núcleos compactos y las manchasdistribuidasenlazonaintermedia.Elgrancambiofueeldíasiguiente,el31/08(cuartaimagen). Las manchas de cada polo desarrollaronfocos menores dentro de la misma penumbra ysurgieronotrasmanchasintermediasconpenumbra.Elgrupoenterosealargóyempezóagenerarsedospuentes que unirían las manchas principales tantoporarribacomoporabajo.Tres días más tarde, el 3/09 (quinta imagen), elgrupo siguió evolucionando y estirándose. Lasmanchas principales perdieron algún foco en elinterior de la penumbra pero aun se apreciaban

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penumbras intermedias y la presencia de los dospuentesobrazosqueuníanambaspolaridades.La clasificación resultó ser Ehc: bipolar conpenumbra en las manchas de ambas polaridades,penumbra simétrica y distribución compacta demanchas.

En estos mismos dibujos también podemos ver laapariciónyevolucióndeotrosgrupos,comoel2153.

Fig.9:Actividadsolaralolargodelciclo23ypartedel24(Créditos:JavierAlonso)

Fig.8.Actividadresultanteenelperíododeobservación.(delosautores)

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Fig.10:Rotaciónsolarplasmadaendibujosdiarios(delosautores)

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Fig.11.Evolucióndeungrupoplasmadaendibujosdiarios(delosautores)

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ConclusionesComohemos visto, conpocomaterial y desde casa,podemos pasar del deleite observacional a larealizacióndecienciayobtenciónderesultados.Cuando uno realiza estas o similares experienciasporsucuenta,vequeelconocimientoescritoenloslibrosesciertoynosondogmasquehayquecreerseporestarahírecogidos.Conellosevaintroduciendoenelmétodocientífico,enelmundodelainvestigación.Vequenotodoson

ríos de tinta y horas de estudio, sino que sigue lospasos de los científicos que con sus investigacionesy curiosidad contribuyeron al avance delconocimientohumano.Y lomás importantede todo: construyeunespíritucrítico ante lo nuevo, ante las enseñanzas queadquiere, ante la información que recibe y ante unmundodequimerasqueanhelasercomprendido.