Es muy recomendable hacer las observaciones con un filtro protector, aunque no descartamos poder observar sin filtro si las condiciones lo permiten. Como en Julio del 2004, cuando pude observar una mancha desde una playa de Alacant, al atardecer justo antes de la puesta.

La observación puede hacerse en cualquier momento del día y desde cualquier lugar, siempre que no esté nublado, claro. La observación no nos lleva más de 3 minutos y muchas veces con 30 segundos es suficiente para detectar las manchas más grandes.

Sólo tenemos que registrar en una hoja el número de manchas que hemos visto cada día.
Con todas las observaciones obtenemos una media mensual (ponderada).

Y con ella hacemos la gráfica de la actividad solar observada (naranja) y la de valores reducidos (rojo).
Con ella ya podemos apreciar la actividad solar a lo largo del ciclo. Podemos distinguir claramente la subida del ciclo, los dos picos del máximo y el descenso de la actividad.

Si se compara con los valores del número de Wolf (azul), vemos una correspondencia muy parecida. Casi coincidiendo en las fechas. Hay una diferencia en los máximos. Con el número de Wolf el primer pico del máximo es el principal, mientras que en la gráfica SV el segundo pico es el más activo.
Esto nos apunta que en el primer pico del máximo predominan los grupos muy subdivididos pero con muchas manchas, pero cada una de ellas con poca extensión superficial. Mientras que en el segundo pico, así como en el descenso, los grupos dominantes son más masivos y compactos.

Al comparar los valores SV (rojo) con la Superficie (verde), vemos que son mucho más parecidos, con el segundo pico del máximo como el más activo, así como una mayor correspondencia en el último tramo del descenso dónde aparecen una serie de picos relacionados con grandes grupos aparecidos ya al final del mínimo. Esta correspondencia se debe a que las observaciones a simple vista son observaciones de las superficie de las manchas, por lo tanto no mantiene una relación con el método de cálculo del índice de Wolf que se basa en el número de las manchas del cada grupo y no en su extensión superficial.

Usando la tipología de las manchas de Astrum hemos reconstruido esta tendencia de los grupos a lo largo del ciclo.
Haciendo dos agrupaciones de tipos de manchas (A amarillo) grupos más dispersos y de menor superficie y (B naranja) grupos grandes y compactos. (Distribución muy subjetiva y sólo como valor orientativo).
Comprobamos lo dicho anteriormente, un predominio de los grupos menos masivos pero con gran número de manchas en la primera mitad del ciclo, y un mayor aumento de los grupos con gran superficie, compactos y muy activos.

Como trabajo preliminar en la obtención de la superficie mínima para detectar una mancha a simple vista, sirva esta relación entre la superficie media mensual con el valor SV medio mensual. Con ello obtenemos un valor de 635 millonésimas parte de hemisferio. Con este valor es casi seguro que podemos observar una mancha en el disco solar, pero con un estudio más detallado seguramente podremos obtener un valor más cercano a la mínima superficie teórica, (cerca de los 350 mh).

Conclusiones:
-Reivindicar con este trabajo lo observación y registro del Sol a simple vista. Está al alcance de cualquier persona. Y hacer notar la importancia de los datos obtenidos y validez de los estudios que a partir de ellos se puedan desarrollar.