El Sol posee casquetes polares, pero lógicamente no están ocupados por hielo sino por polaridad magnética. Cada uno de ellos contiene una única polaridad y la mayor parte del tiempo, la polaridad en el norte es opuesta a la del sur. Solo durante el máximo del ciclo puede ocurrir que ambos tengan la misma polaridad, dependiendo del desfase en la actividad de los dos hemisferios.

Durante el mínimo del ciclo se pueden observar sobre ambos casquetes sendos agujeros coronales. En la figura 1, a la izquierda, tenemos la situación durante el mínimo, con los dos agujeros amplios y bien definidos.

Figura 1

Los campos magnéticos en estas zonas están controlados por la emersión de regiones activas cerca del ecuador. El campo magnético originado en las manchas f viaja hacia el polo con más eficacia que la p, y al ser de polaridad opuesta, se resta al que ocupa las regiones polares haciendo disminuir su intensidad. La evolución temporal de las regiones polares depende de este mecanismo. Durante el mínimo del ciclo los casquetes alcanzan su máxima extensión. Cuando el nuevo ciclo empieza y el número de grupos aumenta, los campos magnéticos polares van diminuyendo, y los casquetes reducen progresivamente su tamaño. En el máximo de actividad, los campos magnéticos se anulan y los casquetes desaparecen. Esta situación puede verse en la Figura 1, en la imagen de la derecha, obtenida cuatro años antes de la anterior, en pleno máximo. A partir de ese momento, las polaridades se invierten y los casquetes reaparecen.

Con los medios a nuestra disposición podemos observar dos fenómenos asociados a este proceso, que nos informan sobre la extensión de los casquetes y la intensidad de sus campos magnéticos, permitiéndonos por tanto, seguir su evolución. Se trata de las protuberancias y las fáculas polares.

PROTUBERANCIAS

La principal característica de las protuberancias es que se forman en la línea neutra que separa ambas polaridades. Si tenemos una región extensa ocupada por una única polaridad, como en el caso de un casquete polar, las protuberancias se formarán en su periferia, pero no en su interior. Esto significa que en un mínimo de actividad no observaremos protuberancias en los polos; la máxima latitud a la que se forman coincidirá con la que tenga el límite del casquete. De hecho, en esa fase del ciclo a veces se puede observar una corona de protuberancias rodeando las regiones polares (Figura 2).

Figura 2

Cuando el ciclo comienza su andadura y aumenta la actividad, las protuberancias van siguiendo la reducción de tamaño del casquete y aparecen cada vez a más latitud. En el máximo, las protuberancias llegan al polo y es cuando se produce la inversión de polaridad. Debido al desfase en el desarrollo de la actividad de ambos hemisferios, las protuberancias en el norte y en el sur generalmente no van sincronizadas, es decir, no tienen la misma latitud máxima ni llegan al polo al mismo tiempo

De todo lo anterior se deduce que simplemente midiendo las latitudes de las protuberancias podemos conocer la extensión de los casquetes polares, seguir su evolución e incluso, saber cuando se produce la inversión del campo magnético global.

Como es habitual, las medidas las hacemos mediante los programas SOL e Iris. El tratamiento de las imágenes es similar al que empleamos para medir posiciones de manchas, aunque presenta dos diferencias evidentes. La primera es que las imágenes hay que obtenerlas con un filtro H-alfa, y la segunda es que ahora se hace un tratamiento para el interior del disco y otro para el exterior, porque es en el limbo donde vamos a realizar las medidas. Una vez obtenida la imagen de limbo, vamos marcando con el cursor los extremos norte y sur de cada protuberancia y en la ventana de Salida de Iris van apareciendo las coordenadas (x, y) de cada punto en la imagen. Al terminar, SOL accede a esos datos y calcula la latitud media y las dimensiones de cada protuberancia. Los detalles pueden encontrarse en las instrucciones del programa SOL: http://www.parhelio.com/docsoftware.html

Como ejemplo, en la Figura 3 se pueden ver dos imágenes obtenidas durante el proceso y representativas de dos momentos del ciclo, una correspondiente al mínimo (2018) y otra al máximo (2014). Mientras que en la primera, la latitud máxima que alcanzan las protuberancias se encuentra en unos 50º-55º, en la segunda se puede observar que llegan hasta las regiones polares.

Figura 3

FACULAS POLARES

Ya en el siglo XIX, varios observadores se percataron de la existencia de dos tipos de fáculas. Las más aparentes se forman en latitudes medias y bajas y están asociadas a las regiones activas. Sin embargo, otras aparecen en las regiones polares, y son pequeñas y de corta vida. En general, al telescopio aparece como puntos brillantes y generalmente con un contraste bastante bajo, aunque siempre se pueden encontrar excepciones. Dadas sus características, se necesita una buena calidad de imagen para observarlas adecuadamente. Además su visibilidad depende de la inclinación del eje de rotación solar. En Septiembre se verán mejor las fáculas en el norte, pues ese polo se inclina hacia la Tierra, mientras que seis meses después la situación será la inversa y se detectarán mejor las fáculas australes (ver http://www.parhelio.com/doccoord.html).

Puesto que las fáculas aparecen en aquellas zonas donde hay un mayor campo magnético, su número nos aporta información sobre la intensidad de los campos magnéticos polares, y su evolución va en paralelo con la de los casquetes. Son más numerosas en el mínimo de actividad, cuando los casquetes son más extensos, y prácticamente desaparecen en el máximo del ciclo. Por supuesto, habrá también una variación anual que, como hemos visto, depende de la orientación del eje de rotación.

Para realizar un seguimiento de las fáculas polares utilizamos las mismas imágenes que para medir las posiciones de manchas o el área total, es decir, imágenes de todo el disco debidamente orientadas, con el norte solar arriba. No obstante, aunque dichas imágenes se pueden emplear sin ningún tratamiento adicional, las fáculas aparecen con un aspecto similar al que tienen visualmente a través el telescopio, y por tanto, con un contraste bastante bajo. Por eso, conviene realizar ciertas modificaciones que faciliten su detección y medida. El siguiente procedimiento se realiza de una manera totalmente automática mediante los programas Iris y SOL.

El primer paso consiste en eliminar el oscurecimiento del limbo. Esto permitirá aumentar el contraste sin que las variaciones de intensidad del fondo supongan una limitación. En la figura 4, a la izquierda tenemos una imagen original, y a la derecha, sin el oscurecimiento del limbo. En la figura 5 podemos ver el casquete polar norte de ambas imágenes, donde se puede comprobar como las fáculas, apenas visibles en la primera, se aprecian con más claridad en la segunda.

Figura 4

Figura 5

Iris permite realizar una serie de cambios de coordenadas para mostrar una imagen de todo el disco en diferentes proyecciones cartográficas. Una de ellas es la proyección estereográfica polar, que nos va a resultar de especial utilidad. En ella se proyectan los puntos de una esfera sobre un plano tangente a uno de los polos, utilizando como vértice el polo opuesto. Su principal propiedad es que conserva los ángulos y las formas, de manera que la distorsión que introduce es pequeña, al menos hasta latitudes medias. La imagen resultante muestra un casquete como si estuviésemos situados sobre el polo, y la forma de semicírculo corresponde con el hemisferio visible desde la Tierra (el hemisferio oculto quedaría en la parte superior). Las imágenes que utilizamos tienen un rango de latitud entre 50º y 90º, y sobre ellas superponemos el meridiano central y los paralelos en intervalos de 10º. La figura 6 muestra la proyección polar del casquete norte correspondiente a la imagen de ejemplo que estamos usando. La visibilidad de las fáculas es muy superior, y al eliminar el efecto de la perspectiva cerca del limbo, se facilita enormemente su medida y seguimiento.

Figura 6

La observación de las fáculas va a depender de dos factores: la calidad de las imágenes y el criterio del observador. En buenas imágenes las fáculas son casi puntuales y detalles más extensos parecen formados por asociación de varias fáculas. En imágenes de calidad media perderemos las fáculas más débiles y el resto, aparece de mayor tamaño y con un aspecto borroso debido al seeing. Las imágenes de peor calidad es mejor descartarlas.

El criterio del observador influye a la hora de determinar lo que es o no es una fácula. Con los detalles más pequeños o débiles siempre va a existir la duda sobre si realmente son fáculas o se trata simplemente de ruido o de un efecto de la granulación (gránulos o asociación de gránulos algo más brillantes que el entorno). Este factor va a aparecer como una especie de "bias" de manera que un observador va a registrar sistemáticamente más o menos fáculas que otro.

No obstante, ambos factores va a tener una importancia relativa pues si hacemos recuentos, no nos interesan los valores absolutos sino su variación temporal, y además, trabajaremos al menos con promedios mensuales. Por otra parte, si medimos posiciones, lo relevante serán las regiones de mayor densidad de fáculas y como evolucionan a lo largo de meses o años, y no la actividad de fondo, mucho más dispersa.

En Parhelio obtenemos dos tipos de datos: posiciones y número de fáculas. Con los programas habituales, SOL e Iris, se pueden obtener las posiciones de las fáculas de una manera rápida y sencilla. Durante el tratamiento de las imágenes de todo el disco, ambos programas pueden obtener automáticamente las imágenes polares. Una vez abiertas en Iris, se borra el contenido de la ventana de Salida y se van pinchando todas las fáculas con el cursor. En la ventana de Salida van apareciendo las coordenadas (x, y) de cada fácula. Una vez que acabemos, SOL leerá el contenido de la ventana y con esos datos, obtiene un listado con las coordenadas heliográficas. Este método no es tan preciso como el que empleamos con las manchas, pero no hay que olvidar que nos encontramos cerca del limbo y utilizar el mínimo o máximo fotométrico tampoco garantiza que vayamos a obtener una gran precisión.

Respecto a los recuentos del número de fáculas, puede hacerse de dos maneras: directamente sobre las imágenes o utilizando las medidas de posición. Hemos comprobado que con las medidas de posición se obtienen valores algo superiores, quizás debido a que se tiende a ser más minucioso y prestar más atención a las faculas pequeñas. La inserción en las imágenes de paralelos cada 10º, permite también realizar conteos por intervalos de latitud.