En cierto modo no es extraño que los profesionales compartan sus observaciones con los aficionados porque a veces su método de trabajo (el de los profesionales) es el mismo, como puede verse inspeccionando el parte de observación diario del Observatorio de Catania (Fig. 1). Este parte consta de un dibujo del disco solar en luz visible, con el recuento y clasificación de sus manchas y fáculas. Esto es exactamente lo que la mayoría de los observadores amateur del Sol hacen casi a diario.

Claro que buscando un poco más, uno puede encontrarse con esta tarea completamente sistematizada e informatizada, como se ve en el diagrama de la Fig. 2. En él se muestra sobre el disco solar un esquema de la posición y clasificación de los grupos de manchas. Más allá de la clasificación, se muestra también su extensión este-oeste, su clase magnética y sus coordenadas heliográficas, y todo ello podemos obtenerlo cada día.

Visto esto uno se pregunta si puede seguir la actividad solar más allá del visible y de alguna forma novedosa sin tener que invertir un dineral en un filtro Ha. La respuesta es que no solo se puede sino que tenemos la oportunidad de aprender mucho utilizando los datos e imágenes que los profesionales facilitan en Internet como "laboratorio de prácticas" y las publicaciones y artículos (muchos disponibles también en la Red) como "libros de texto".

Un primer ejemplo es la curva de actividad solar, reflejada por ejemplo mediante el Número de Wolf. Actualmente nos encontramos en el máximo de actividad del ciclo 23. El ciclo solar dura unos 11 años , el último máximo ocurrió en 1989 y el último mínimo en 1996 (ver la Fig. 3).

Sin embargo este ciclo no es ni de lejos regular, como se aprecia analizando la serie del número de Wolf desde el siglo XVII. La máxima actividad que se alcanza en cada ciclo varía de un ciclo a otro, y durante muchas décadas la actividad solar fue casi nula, un periodo que se conoce como el Mínimo de Maunder. Se puede encontrar el libros modelos matemáticos que reproducen este comportamiento. Estos modelos pueden ser muy simples, por ejemplo tres ecuaciones con tres incógnitas, pero dan lugar a comportamientos complejos. Esta es la esencia de la dinámica caótica. Con una calculadora programable o un pequeño programa de ordenador se puede reproducir el tipo de comportamiento del ciclo solar, incluidos los mínimos como el de Maunder.

En Internet podemos obtener imágenes del Sol de diversos tipos, del disco completo, de regiones activas particulares, de la corona, y dentro de cada uno de estos tipos la imagen puede haberse obtenido en diversas longitudes de onda o en luz visible, o con otros instrumentos que detectan la intensidad del campo magnético.

Por ejemplo en las imágenes de la fila superior en la Figura 6 se muestra la misma región activa en luz visible, Ha y magnetograma respectivamente. En luz visible apreciamos las manchas con penumbra y los poros y manchas sin penumbra. En Ha, que se corresponde con el color rojo, se muestra la región activa a la altura de la cromosfera, y aparecen las fibrillas, que son las delgadas lineas oscuras que se alinean como las limaduras de hierro en un imán de herradura. También aparecen las playas, zonas de mayor intensidad de emisión, y un filamento, el equivalente a una protuberancia vista desde encima sobre el disco solar, que aparece como una línea extensa oscura. Finalmente en el magnetograma se representan en blanco y negro las áreas de distinta polaridad magnética, norte y sur. Se aprecia que fuera de la región activa las dos polaridades se compensan y se mezclan mientras que en la región activa se encuentran ambas polaridades separadas, casi sin mezclarse. Comparando con la imagen en Ha se ve que las fibrillas efectivamente se organizan en torno a los centros de polaridad norte o sur y que el filamento pasa precisamente por la frontera de separación de las dos polaridades.

Se pueden ver escenas realmente espectaculares sobre la variabilidad y violencia de muchos fenómenos solares, sobre todo en la cromosfera, en Ha y en la corona, pero el origen o sustrato, como ya hemos dicho, no deja de ser el magnetismo que se desarrolla en el plasma solar, en la zona convectiva, y que aflora en la fotosfera, la crosmosfera, la corona y llega hasta el medio interplanetario a través del viento solar. Pero ¿cómo es el aspecto del sol "magnéticamente" hablando?.

Toda la superficie solar presenta magnetismo en mayor o menor medida, aunque es solo en las regiones activas donde el campo magnético presenta su mayor intensidad. En las regiones de gran escala el campo es más débil pero estas regiones juegan un papel importante en el ciclo solar y en la aparición de las regiones activas.

En un magnetograma del disco solar completo (fila superior en la Fig. 9) las regiones activas aparecen como dipolos alineados de este a oeste, una mitad de polaridad positiva, representada en blanco, y la otra de la polaridad negativa, representada en negro. El resto de la superficie solar es magnéticamente neutra, y aparece en colores grises, aunque no por que no se de en ella el magnetismo, al contrario, porque las estructuras magnéticas son mucho más pequeñas y ambas polaridades están muy mezcladas, y no separadas como en las regiones activas.

Comparando magnetogramas del disco solar completo en distintos momentos del ciclo solar de 11 años (la primera columna en la Fig 9. corresponde al mínimo solar, la última al máximo, la central a una situación intermedia) se puede comprobar cómo las polaridades en las regiones del hemisferio norte se orientan al contrario que en el hemisferio sur. También el tamaño y complejidad de las regiones activas crecen en el máximo del ciclo solar. En el máximo las regiones activas aparecen a cualquier latitud entre +40º y -40º de latitud. Después del máximo esta "banda" de actividad se estrecha hasta solo unos 15º a ambos lados del ecuador en el mínimo. En este momento se produce el cambio de ciclo y nuevas regiones activas comienzan a aparecer a latitudes altas, entre 30º y 40º de latitud, como se ve en el primer magnetograma. La región activa más al norte es una de las primeras del ciclo 23 y está alineada magnéticamente al revés que las regiones de su hemisferio cerca del ecuador, que todavía pertenecen al ciclo 22. Habrá que esperar dos ciclos solares para que las regiones activas de cada hemisfe-rio aparezcan con la misma orientación magnética, por eso el ciclo magnético completo en el Sol dura 22 años.

Entre las regiones activas y las zonas en calma se tienen todavía unas regiones de magnetismo débil pero de mayor extensión que las regiones activas, son las regiones de gran escala, que en los magnetogramas aparecen como bandas diagonales de color gris algo más claro o más oscuro (de-pendiendo de la polaridad magnética dominante) que las regiones en calma. Estas regiones de gran escala constituyen el sustrato sobre el que se desarrollan las regiones activas. Los polos geográficos norte y sur del Sol cobran la polari-dad magnética de la región de gran escala que los cubre en cada momento.

Para ver mejor cómo son las regiones de gran escala se construyen mapas de rotaciones completas del Sol, con el aspecto de mapamundis magnéticos (segunda fila en la Fig. 9). A partir de ellos se elaboran mapas esquemáticos o de resúmenes (tercera fila en la Fig. 9), en 5 niveles de gris. Se pueden ver estos esquemas cómo las regiones activas, las zonas de color blanco y negro, parecen ser intensificaciones locales de las regiones de gran escala, que aparecen en gris claro y gris oscuro. Las regiones activas se situan a caballo entre dos regiones de gran escala colindantes. La frontera que separa sus polaridades es la frontera entre las regiones de gran escala sobre las que aparecen. Esa es también la línea sobre la que se puede formar un filamento, y en la práctica, los filamentos se usan como trazadores de las fronteras entre las regiones de gran escala en las imágenes Ha.