SOL

Descargar

Instalación.-

Se descarga el archivo sol.rar y se descomprime en una carpeta.  El programa no instala ningún archivo adicional ni modifica el registro.

Para desinstalarlo, simplemente hay que borrar la carpeta donde se encuentra el ejecutable.

Requisitos del sistema.-

- Microsoft .NET Framework 3.5  SP1

Si no se encuentra instalado, puede hacerse desde: http://www.microsoft.com/downloads/details.aspx?familyid=333325FD-AE52-4E35-B531-508D977D32A6&displaylang=es

- Windows Installer 3.1

Puede descargarse desde: http://www.microsoft.com/downloads/details.aspx?FamilyID=889482FC-5F56-4A38-B838-DE776FD4138C&displaylang=es

Licencia.-

Este programa se distribuye sin licencia ni garantía de ningún tipo. Su utilización se hace bajo la única responsabilidad del usuario.

Introducción.-

El programa Sol se diseñó inicialmente para automatizar determinadas tareas relacionadas con el cálculo de posiciones de manchas solares.

La medida de posiciones a partir de fotografías se realiza con el programa Iris, según el método descrito en http://www.parhelio.com/docposicfotos.html

Dado que en algunas de sus funciones, el programa se pensó para trabajar conjuntamente con Iris, es conveniente que haya una cierta familiaridad con los métodos de trabajo de este programa:

http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm
http://www.astrosurf.com/buil/iris/iris.htm

Con posterioridad, el programa se amplió para permitir la medida  de posiciones con retículo, de áreas, de distintos parámetros geométricos de las protuberancias, así como el cálculo de efemérides.

Configuración del programa.-

Ante todo es necesario configurar algunos parámetros del programa. La primera vez que lo abramos, vamos a la pestaña “Configuración” y allí introducimos los siguientes datos:

Carpeta de trabajo de Iris:

- Dirección.- Aquí debemos poner la dirección de la carpeta de trabajo de Iris. Dada la interacción entre Sol e Iris, conviene que ambos compartan la misma carpeta.

Plantilla:

- Tamaño de la imagen (píxeles).- Debemos introducir las dimensiones horizontal y vertical de la imagen, en píxeles. Estas dimensiones son constantes para cada modelo de cámara. Si cargamos una imagen en Iris, el comando >info, nos proporcionará dichas dimensiones.

-  Intervalos de longitud y latitud (º).- Cuando Iris dibuja una plantilla sobre el disco del Sol, estos valores proporcionan el espacio en grados, entre meridianos y paralelos adyacentes. Un valor adecuado en la mayoría de casos es de 10º.

Posiciones:

- Código observador.- El código de 3 letras asignado en Parhelio a cada observador.

Areas:

- Tamaño de píxel (micrómetros).- El tamaño de los píxeles de la cámara en micrómetros.  Este dato se suele encontrar en la documentación de la cámara.

Efemérides:

La fecha y hora se introduce en tres lugares diferentes: Orientación, Retículo/Areas y Efemérides. Como el módulo de efemérides se puede usar en combinación con las otras dos, podemos elegir si queremos que los datos introducidos en Orientación, o en Retículo/Areas, aparezcan automáticamente en Efemérides, o si queremos que las pestañas permanezcan independientes entre sí.

La opción que marquemos solo será efectiva después de reiniciar el programa.

Si solo vamos a usar la pestaña de efemérides, no es necesario configurar nada.

Orientación.-

Antes de abordar este apartado, es recomendable leer la página http://www.parhelio.com/docposicfotos.html

Cuando Iris se dispone a alinear una secuencia de imágenes, en su carpeta de trabajo se crea el archivo Shift.lst, que contiene los desplazamientos sufridos por cada imagen para hacerla coincidir con la de referencia. Iris utiliza dicho archivo para hacer la alineación. Si la alineación se ha realizado con el comando >cregister, esos desplazamientos cambiados de signo, coinciden con las coordenadas del centro del disco solar en cada imagen (considerando como origen la imagen de referencia). Por tanto, la línea definida por dichos puntos nos marca la dirección E-W, y podemos usarla para orientar la imagen.

Una vez que Iris ha alineado la secuencia de imágenes, en el programa Sol vamos a la pestaña Orientación, e introducimos la fecha y hora de la observación. A medida que escribimos los datos, el programa calcula las efemérides para ese momento:

D.- Diámetro solar en segundos de arco.

P.- Inclinación del eje de rotación solar, respecto a la dirección N-S.

B.- Latitud heliográfica del centro del disco solar.

L.- Longitud heliográfica del meridiano central.

Si a continuación pinchamos en el botón “Shift.lst”, ocurren varias cosas. A la izquierda aparece el contenido del archivo y, simultáneamente, se hace un ajuste lineal y se calcula el ángulo que hemos de girar la imagen para que el norte solar quede arriba.

Asimismo, en la gráfica se representa el centro del disco solar en toda la secuencia de imágenes. Los puntos azules indican aquellos cuya diferencia con el ajuste es menor que la desviación típica (e < s); los de color naranja son puntos cuya diferencia con el ajuste se encuentra entre la desviación típica y el doble de dicho valor (s < e < 2s); y los de color rojo, aquellos cuya diferencia es más del doble de la desviación típica (e > 2s). La recta es el resultado del ajuste por mínimos cuadrados.

La escala de los ejes se ajusta automáticamente a cada caso. Esto puede suponer que si el ángulo entre la dirección E-W y el eje X es alto, la dispersión aparente en la gráfica puede parecer menor que con un ángulo bajo. Por ello, para constatar la fiabilidad de los datos, no debemos guiarnos por la gráfica, sino por los valores del coeficiente de correlación.

Inicialmente se incluyen todos los valores en el cálculo. No obstante, en previsión de que alguna de las imágenes haya quedado mal alineada, podemos descartar los valores más discrepantes en función de la desviación típica. Debajo del botón “Shift.lst” tenemos:

<1s.- Solo se consideran aquellos valores cuya diferencia con el ajuste sea menor que la desviación típica.

<2s.- Solo se consideran aquellos valores cuya diferencia con el ajuste sea menor que el doble de la desviación típica.

<3s.- Solo se consideran aquellos valores cuya diferencia con el ajuste sea menor que el triple de la desviación típica.

Generalmente, un valor de 2s suele ir bien en la mayoría de los casos.

Además aparecen los siguientes datos:

N.- Número de datos considerado.

s.- Desviación típica.

r.- Coeficiente de correlación.

a.- Angulo que hemos de girar la imagen para que el norte solar quede arriba. Este ángulo incluye 2 correcciones: la desviación de la cámara respecto a la dirección E-W, y el ángulo P.  a  es el valor que hemos de introducir como parámetro en el comando >rot de Iris para orientar la imagen adecuadamente.

Se considera por defecto, que en la secuencia original de imágenes, el Norte está arriba y el Este a la izquierda, es decir, que el Sol recorre el campo de izquierda a derecha. Ahora bien, puede ocurrir que, debido a la configuración óptica o a la orientación de la cámara, esto no sea así, de manera que es posible que tengamos que invertir la imagen vertical u horizontalmente.

En la parte inferior podemos marcar en qué caso estamos, y según la opción, veremos aparecer, debajo de a, uno o dos comandos que tendremos que aplicar en Iris después de rotar la imagen, para conseguir la orientación correcta.

En ocasiones, debido sobre todo a la presencia de nubes, Iris puede encontrar dificultades para alinear las imágenes. En estos casos, una opción es calcular el centro fotométrico de una mancha que aparezca en todas las imágenes, y con dichos valores, construir manualmente el archivo Shift.lst. (http://www.parhelio.com/docposicfotos.html). Aunque, en teoría, dos medidas son suficientes, lo aconsejable es utilizar más de tres, y en cualquier caso, hay que usar el máximo posible. El programa solo realizará los cálculos a partir de tres medidas.

Esos valores podemos introducirlos en las casillas X, Y que hay en la esquina superior izquierda, y con el botón “Añadir” los vamos incorporando a la lista. Las coordenadas que introducimos son “absolutas” dado que el origen se encuentra en la esquina inferior izquierda de las imágenes, y aunque podemos usarlas para calcular a, Iris no puede usarlas para alinear.

El botón “Crear” sirve para crear un archivo Shift válido, con coordenadas “relativas”, utilizando como referencia la primera imagen. Ahora, Iris puede llevar a cabo la alineación con el comando >file_trans.

Una vez orientada la imagen, procederemos a medir las coordenadas del centro y el radio del disco. Esos valores los introduciremos en las casillas Xc, Yc, R.

Con el botón “Crear plantilla” tenemos la opción de crear un archivo de texto con unos parámetros que definen la posición de la red de coordenadas en el disco. Los valores de Xc, Yc, R son obligatorios, pero la creación del archivo de texto solo será necesaria si queremos que las posiciones las calcule Iris en vez de Sol, o si queremos dibujar una plantilla sobre el disco.

Finalmente, con el botón “Borrar” podemos eliminar el contenido de las ventanas, lo cual permite tratar varias secuencias de imágenes sin necesidad de reiniciar el programa en cada ocasión.

Posiciones.-

Una vez obtenidas las coordenadas (x, y) del centro fotométrico de una mancha, según se explica en “Medidas de posición.pdf”,  se introducen en las casillas correspondientes de la pestaña “Posiciones”. Con el botón “Calcular” se obtienen automáticamente las coordenadas heliográficas, y se muestran en la ventana de la izquierda. La operación se repite con el resto de manchas.

A continuación, hay que asignar cada posición a una mancha. Para ello, en la segunda ventana se introduce manualmente la numeración NOAA del grupo, seguida de una o dos letras que identifican cada mancha.

El número de caracteres que admite el programa es de 5 dígitos para el grupo y ninguna, una, o dos letras para la mancha. Si el grupo aún no tiene identificación, cabe la posibilidad de introducir solo las letras, o dejar la entrada vacía.

Una vez que hayamos acabado, con el botón “Crear archivo” las medidas aparecen en la ventana de la derecha con el formato utilizado en Parhelio. Se añade en la parte inferior, el número de rotación y las efemérides correspondientes. El botón “Guardar” nos guarda un archivo de texto con el contenido de esa ventana.

Con el botón “Borrar” eliminamos el contenido de las ventanas, lo cual permite tratar varias secuencias de imágenes sin necesidad de reiniciar el programa en cada ocasión.

El botón “Medidas” tiene una función que depende del método de medida empleado:

1.- Si hemos usado un retículo, con el botón cargamos en la ventana izquierda, el archivo creado en la pestaña “Retículo/Areas”.

2.- Si estamos empleando imágenes, en vez de usar Sol, podemos utilizar Iris para calcular las posiciones, aunque el procedimiento es más largo. Hay que ejecutar el comando >rec2map con las coordenadas (x, y) de las manchas. Una vez que hayamos acabado, debemos guardar el contenido de la ventana “Output” (“Sortie”) de Iris, con el nombre “medidas.dat”. Es importante utilizar este nombre, porque de lo contrario el programa no lo localizará. Si queremos usar otro nombre, debemos cambiarlo manualmente en la pestaña “Configuración”.

Con el botón “Medidas”, el programa lee Medidas.dat, extrae de él las posiciones y calcula las coordenadas heliográficas, presentándolas en la ventana de la izquierda.

Si se elije esta alternativa es necesario haber utilizado previamente el botón “Crear plantilla”, en la pestaña “Orientación”.

Cada vez que calculamos una posición, las coordenadas (X, Y) de la mancha se escriben en un archivo denominado “xy.txt”, en la carpeta de trabajo. El programa no utiliza dicho archivo, pero contiene todos los datos necesarios para calcular las posiciones y resulta de utilidad si más adelante queremos reprocesar la imagen o identificar algún posible error en las medidas. El botón “Importar xy” lee dicho archivo y muestra las posiciones en la ventana izquierda.

En la parte inferior, podemos hacer unos cálculos adicionales en grupos de manchas bipolares.

Si en la ventana derecha seleccionamos dos manchas y pinchamos en el botón “Calcular”, el programa obtiene la posición media, la distancia entre ambas, en grados y km, así como la inclinación respecto al ecuador de la línea que las une.

Los cálculos se hacen a lo largo del círculo máximo que pasa por ambas manchas. La inclinación i, se considera positiva si la latitud de la mancha f es mayor que la de la mancha p, y negativa en el caso contrario.

Con el botón “Abrir archivo” podemos cargar en la ventana un archivo de medidas creado anteriormente por Sol, o con su mismo formato, para realizar sobre él esas operaciones.

El botón “Incluir” añade estos cálculos al archivo final.

Retículo/Areas.-

Esta pestaña tiene dos funciones, ambas independientes entre sí: el cálculo de posiciones con retículo y el cálculo de áreas.

El método para determinar posiciones con retículo se explica en http://www.parhelio.com/docposic.html

Hay dos formas de realizar los cronometrajes: con tiempos “absolutos” y “relativos”. Obtenemos tiempos absolutos cuando cada mancha por separado, la medimos respecto al limbo. Por el contrario, obtenemos tiempos relativos, cuando la primera mancha la medimos respecto al limbo, la segunda respecto a la primera, la tercera respecto a la segunda, y así sucesivamente. Aunque hay muchas opciones posibles, el programa solo funcionará correctamente si la sucesión de cronometrajes es la indicada. Las posiciones serían erróneas si, por ejemplo, la tercera mancha la medimos respecto a la primera.

Una vez introducidos la fecha y hora, los ángulos alfa y -alfa, y el limbo de referencia, hay que indicar el tipo de cronometraje que hemos empleado. En función de ello, la forma de introducir los tiempos es diferente:

Tiempos absolutos.-

Cada mancha se calcula por separado. Se introducen los tiempos con cada ángulo, y dando al botón “Calcular”, debajo aparecen los tiempos medios, las posiciones con ambos ángulos, y la posición media.

“Añadir medida” va incorporando cada medida al listado y, cuando acabemos, con el botón “Guardar”, guardamos un archivo de texto llamado “medidas.dat”, con todas ellas.

Tiempos relativos.-

Todas las manchas se calculan a la vez. En este caso, solo se introduce un tiempo por cada mancha. El primer tiempo es el de la mancha que se mide respecto al limbo, y debajo se escriben los tiempos relativos. Dando al botón “Calcular”, el programa primero suma la secuencia de tiempos obteniendo los valores absolutos para cada mancha, y con ellos calcula las posiciones.

Tanto en un caso como en otro, a partir de aquí el proceso es el mismo que con las medidas hechas a partir de imágenes.  En la pestaña “Posiciones” cargamos “medidas.dat”, asignamos cada posición a cada mancha, y creamos el archivo con el formato usado en Parhelio.

Areas.-

El método para obtener áreas se explica en http://www.parhelio.com/docareas.html

En la parte superior de la ventana se pueden introducir 4 focales diferentes que se guardan automáticamente entre las preferencias. De esa manera, si un día usamos una configuración óptica diferente, solo tendremos que elegir la que corresponda.

Una vez introducidos el día y la hora, seleccionamos la focal,  identificamos el grupo (numeración NOAA),  su longitud y latitud media, y el área en píxeles. Este último dato es el que nos proporciona Iris. Con el botón “Calcular “ obtenemos el área en millonésimas de hemisferio (mh); y con “Añadir” incorporamos la medida al listado, con el formato utilizado en Parhelio. Finalmente, guardamos un archivo de texto con el contenido de la ventana.

Protuberancias.-

Esta pestaña permite realizar  diversos cálculos geométricos sobre las protuberancias.

Para obtener latitudes y alturas, utilizaremos imágenes H-alfa de todo el disco, obtenidas y procesadas con el mismo método que las imágenes en luz blanca.

El apartado “Velocidades” está pensado para ser utilizado con animaciones, o al menos, con imágenes que hayan sido obtenidas con la misma configuración óptica, con las mismas dimensiones y orientación, y que hayan sido previamente alineadas.

Se supone por defecto, que para el cálculo de velocidades se utiliza una cámara de vídeo cuyos píxeles tienen la dimensión especificada en la pestaña Configuración, apartado Areas.

Latitudes.-

Una protuberancia es una estructura extensa que generalmente abarca un sector más o menos grande del limbo. En Iris, utilizaremos el cursor para determinar las coordenadas (X, Y) de los extremos de dicho sector. Esas coordenadas son las que se introducen en Sol, en las casillas X1, Y1, X2, Y2.

Cuando pinchamos en el botón “Calcular”, el programa determina la latitud media, el ángulo de posición (medido desde el N, en sentido N-E-S-W), y la extensión de la protuberancia en grados heliográficos. Estos valores se van añadiendo a la ventana, pudiendo posteriormente guardarlos en un archivo de texto.

Un método alternativo y más rápido, consiste en aprovechar los datos que aparecen en la ventana de salida (“Output”) de Iris. Para operar de esta manera, primero abrimos la ventana (si no lo está) en el menú Analysis, Display data  (Analyse, Afficher les données), y borramos su contenido en caso de que haya algún dato presente (menú Edit, Erase, o en francés, Edition, Effacer).

Cada vez que pinchamos en la imagen, en la ventana aparecen tres datos: las coordenadas del píxel donde hemos pinchado, y su intensidad. El método consiste en ir marcando con el ratón los extremos de cada protuberancia, pero sin introducir los datos en Sol. Cuando hayamos acabado, grabaremos el contenido de la ventana, con el nombre “medidas.dat”.

Cuando en Sol, pinchemos en el botón “Medidas.dat”, el programa leerá el contenido del archivo, y calculará el ángulo de posición, la latitud y la extensión de cada protuberancia.

Tanto en un método como en otro, el programa creará automáticamente un archivo denominado “xyp.txt”, con los datos necesarios para volver a realizar los cálculos posteriormente si fuese necesario. El botón “Importar xyp” permite realizar dicha operación.

Alturas.-

De la misma manera que en el caso anterior, podemos obtener en Iris las coordenadas (X, Y) del punto más alto de la protuberancia. Dichas coordenadas se pueden introducir en Sol y obtener la altura sobre la superficie, en km y diámetros terrestres.

Tanto en el cálculo de latitudes como de alturas, es preciso que en la pestaña “Orientación” figuren las coordenadas del centro y el radio del disco, correspondientes a la imagen que estamos analizando. Esto no es necesario si importamos el archivo xyp.txt, porque éste ya contiene dichos valores.

Velocidades.-

Lo ideal para determinar velocidades, es aprovechar una secuencia de imágenes destinada a elaborar una animación de una protuberancia. Las imágenes, por tanto, tienen que cumplir las condiciones mencionadas anteriormente: la configuración óptica, dimensiones y orientación, deben ser las mismas; y es necesario que hayan sido alineadas tomando como referencia el limbo.

Al igual que en el cálculo de áreas, el programa guarda varias focales para que solo tengamos que marcar la que hayamos utilizado en la observación. La fecha, la focal y el tamaño de los píxeles (en la pestaña Configuración), son los datos que nos permiten determinar la escala de la imagen y transformar píxeles en km.

Con Iris se mide la posición de un detalle en dos de las imágenes, y las coordenadas (X1, Y1), (X2, Y2), las introduciremos en el programa junto con el intervalo de tiempo transcurrido entre ambas imágenes (en horas).

Dado que desconocemos el ángulo entre la dirección de movimiento y la visual, no podemos saber cual es la velocidad real, pero al menos podemos acotarla. Si suponemos que el desplazamiento es perpendicular a la visual, el valor obtenido es una velocidad mínima.

Cuando pinchamos en el botón Calcular, el programa determina la velocidad suponiendo que el desplazamiento y la visual son perpendiculares. No obstante, tenemos la opción de ir variando el ángulo entre 5º y 90º y obtener la velocidad en cada caso. Lógicamente, para un ángulo de 0º la velocidad sería infinita.

Efemérides.-

Esta pestaña permite el cálculo de efemérides con independencia del resto de funciones.

Una vez introducidos el día y la hora, el botón “Calcular” nos muestra las efemérides para ese instante:

DJ.- Día juliano

D.- Diámetro solar en segundos de arco.

P.- Inclinación del eje de rotación solar, respecto a la dirección N-S.

B.- Latitud heliográfica del centro del disco solar.

L.- Longitud heliográfica del meridiano central.

Rot.- Número de rotación.

En la parte inferior, si introducimos el número de una rotación, obtenemos la fecha de inicio de la misma.

Los controles de la derecha permiten obtener listados con un número de entradas determinado. “Intervalo” es la diferencia en días, horas, o minutos, entre dos entradas consecutivas. Con el botón “Crear” obtenemos los datos.

El listado está formado por 6 columnas: Fecha, hora, P B, L y rotación. Si el número de rotación es negativo, no aparecerá en la lista.

Con el botón “Rotaciones” calculamos la fecha y hora de inicio de tantas rotaciones como indiquemos en el “Nº de entradas”, obtenidas a partir de la rotación introducida abajo a la izquierda.

Paso a paso

A continuación, a manera de resumen, se enumeran los pasos a seguir para obtener medidas de posición combinando Iris y Sol:

- Iris.- Se convierten las imágenes a formato fit b&n, con el menú "Digital photo" ("Photo numérique"), "Decode RAW files..." ("Décodage des fichiers RAW...").

- Se intercambia el nombre de la primera imagen por una de las centrales.

- Iris.- Se alinean las imágenes con el comando >cregister

- Iris.- Se suman las imágenes con el comando >add_norm y se guarda el resultado con >save

- Sol.- Se introducen el día y la hora en la pestaña Orientación.

- Sol.- Se pulsa el botón Shift.lst, y debajo, si es necesario, se desechan las peores imágenes, y se pone la orientación adecuada a las mismas.

- Iris.- Se calcula el centro y el radio del disco con el comando >circle

- Iris.- Se gira la imagen con el comando >rot y el ángulo a proporcionado por Sol. Si es necesario, habría que invertir horizontal o verticalmente la imagen con los comandos >mirrorx   >mirrory, si así lo indica Sol.

- Iris.- Se guarda la imagen resultante y se vuelve a calcular el centro y el radio del disco.

- Sol.- En la pestaña Orientación, se introducen las coordenadas del centro y el radio del disco.

- Iris.- Se calcula el centro fotométrico de una mancha seleccionándola en un recuadro, pinchando con el botón derecho y después en "Statistics" ("Statistiques").

- Sol.- Se introducen las coordenadas (x, y) del centro fotométrico en las casillas de la pestaña “Posiciones” y se pulsa el botón “Calcular”.

- Iris / Sol.- Se repiten los dos últimos pasos con todas las manchas.

- Sol.- En la segunda ventana se escribe la identificación de cada mancha.

- Sol.- Con el botón Crear archivo, ponemos las medidas con el formato adecuado.

- Sol.- Guardamos el resultado con el botón Guardar.