El siguiente trabajo lo he realizado con una webcam, aunque los principios mantienen su validez con otros tipos de fotografía. El procesado lo hago con Iris y todas las explicaciones hacen referencia a este programa.

Ante todo, es imprescindible que en la foto aparezca el disco completo del Sol, pues el limbo es la única referencia válida para medir posiciones. Esto no es fácil de conseguir con una webcam dadas las pequeñas dimensiones del detector. Sin embargo, después de varias pruebas, conseguí acoplar una Philips ToUcam a un objetivo de unos prismáticos 7x50, todo ello montado en un trípode con montura azimutal. Este objetivo tiene una focal de 200 mm (f/4), lo cual proporciona un campo de 64' x 48' aproximadamente y una resolución de 6"/píxel (con la ToUcam en formato 640x480). Las primeras imágenes demostraron que usar toda la abertura no sirve de mucho debido a las aberraciones esférica y cromática, y que los mejores resultados se obtienen con un diafragma de unos 20 mm de diámetro (f/10). Puede parecer poco, pero la resolución se iguala a la de la cámara obteniendo una situación ideal. Además, no hay que olvidar que estamos trabajando con un objeto muy luminoso y con una relación focal pequeña y es difícil evitar la saturación de la imagen (en mi caso, utilizo también un filtro violeta con solo un 3% de transmitividad).

La orientación de la imagen debe ser lo más precisa posible, pero  generalmente la cámara estará en azimutal, e incluso en una montura ecuatorial y con seguimiento es difícil de conseguir. El método consiste en dejar la cámara inmóvil, tomar varios fotogramas cuando el Sol entra en campo, esperar a que llegue al centro para tomar más imágenes, y tomar otra secuencia de imágenes antes de que el Sol abandone el campo. Los fotogramas centrales servirán para obtener la imagen definitiva y los de los extremos para orientarla. En la siguiente imagen he sumado las tres secuencias correspondientes al 11 de Mayo de 2004. Aparte de las marcas de polvo, se aprecian las trazas dejadas por una mancha solar:

Los pasos a seguir con el Iris son los siguientes. En el menú "Analyse" pinchamos en "Afficher les données" para que nos aparezca una pequeña ventana de datos ("Sortie") donde iremos viendo los que nos interesen. A continuación, en el menú "Visualisation" marcamos "Coupe". Esta opción sirve para medir las intensidades a lo largo de una línea, pero no es ese el aspecto que nos interesa. Manteniendo pulsado el botón izquierdo del ratón, se traza una línea que una las tres marcas de la imagen y el programa devuelve una gráfica con las intensidades (podemos prescindir de ella) y, en la ventana de datos, el ángulo de posición de dicha línea respecto al borde vertical de la foto. Tomando varias medidas y calculando la media, el error puede situarse en 0º1 - 0º2. En el caso de la imagen inferior el ángulo sería de -121º60. Sumando o restando 90º obtendremos el ángulo que hay que girar la foto para que el norte celeste quede arriba, en este caso -31º60. No nos olvidemos de desmarcar "Coupe" antes de seguir adelante.

A continuación, se procesan los fotogramas centrales de la manera habitual, aplicando un flat, alineando y sumando. Se puede usar también algún filtro. Después de varias pruebas con este tipo de imágenes de gran campo, he comprobado que hacer >vancittert 1 1 y repitiéndolo 6 ó 7 veces, da un resultado mucho mejor que aplicar wavelet. La imagen inferior es el resultado correspondiente al 17 de Mayo de 2004:

Ahora necesitamos dos cosas: los ángulos P, B 0 y L 0 , que encontraremos en unas efemérides, y las coordenadas del centro del disco y su radio. Para ello, con el cursor dibujamos un rectángulo alrededor del disco y ejecutamos >circle 2000. Con ésto, el programa dibuja un círculo que une los píxeles de intensidad 2000. Cambiando ese valor, podemos conseguir que el círculo coincida con el limbo solar y en la ventana de datos aparecerán las coordenadas (X,Y) del centro y el radio R del disco (todo ello en píxeles).

Con el comando >rot X Y a, giramos la imagen el ángulo "a" calculado anteriormente. Finalmente, volvemos a aplicarlo para corregir el ángulo P y que el norte solar quede arriba: >rot X Y P  En este paso hay que tener cuidado con la orientación de la imagen, porque si el Este está a la izquierda, P debemos introducirlo con signo menos. Tampoco estaría de más volver a obtener el centro y el radio sobre esta última imagen, porque suele haber pequeñas variaciones.

Ahora vamos a medir posiciones. Iris está preparado para obtener efemérides de Marte y Júpiter y, a partir de ellas, puede crear una red de coordenadas. Sin embargo, no puede hacerlo con el Sol y, además, al contrario que con Marte y Júpiter, en el Sol la longitud aumenta hacia el Oeste. No obstante, con ciertas premisas, podemos adaptar una plantilla creada por el programa y usarla con el Sol. Veamos como.

El programa guarda los parámetros de la plantilla en un archivo de texto con extensión lst. El contenido ocupa 10 líneas, de las cuales, la última debe dejarse en blanco (este detalle es importante porque de lo contrario el programa no reconocerá el archivo). Lo más fácil es copiar el contenido de la imagen de la izquierda en el Bloc de Notas y, una vez guardado, cambiarle la extensión por lst. De todos los números los que más nos interesan son los que aparecen en la 2ª, 3ª, 4ª y última línea:

2ª línea: el primer número es 0 si la latitud del centro del disco (B₀) es positiva y 180 si B₀ es negativa. El 2º número es 90-B₀. El 3º número es la longitud del meridiano central (L₀). Para evitar el problema de la longitud mencionado antes, es preferible que sea siempre 0. De esa manera, el programa nos dará las diferencias en longitud entre la mancha y el meridiano.

3ª línea: Tamaño de la foto (en píxeles).

4ª línea: Los dos primeros números son las coordenadas (x, y) del centro del disco y el tercero es el radio.

Ultima línea: Los 2 primeros valores son la diferencia en grados entre dos meridianos o paralelos consecutivos de la plantilla. El último lo dejamos como 1.

Una vez guardado este archivo en la carpeta de trabajo de Iris, ejecutamos el siguiente comando:

>grid sol 5000

donde "sol" es el nombre del archivo lst y 5000 la intensidad de la plantilla. El resultado lo vemos en la siguiente imagen:

Ahí ya podemos obtener posiciones aproximadas. Sin embargo, con Iris podemos conseguir coordenadas mucho más precisas. Para ello, rodeamos una mancha con un pequeño rectángulo, pinchamos en la imagen con el botón derecho y después en "Statistiques".

El cuadro que sale nos da la posición del píxel de intensidad mínima dentro del rectángulo (170, 206). Ahora ejecutamos:

>rec2map sol 170 206

y el programa nos devuelve la posición de la mancha en la ventana de datos. Recordemos que la longitud es, en realidad, la diferencia con el meridiano central. Conociendo L₀, el cálculo de la longitud heliográfica es inmediato.