A K T U A L N O Ś C IG W I A Z D O Z B I O R Y       F  O  R  U  M        L  I  N  K  I

S O F T W A R EAKTYWNOŚĆ SŁOŃCA       G A L E R I A          I  N  N  E


OBSERWACJE SŁOŃCA 

   Zainteresowanie człowieka Słońcem sięga niepamiętnych czasów. Słońce było bogiem , siłą życiodajną i niszczycielską, wyznaczało pory roku i czas codziennych czynności. Spoglądano na tę "kulę ognistą" z bojaźnią, a w czasach nam bliższych z zainteresowaniem, starając się poznać tajniki budowy i funkcjonowania. Wymyślonych zostało wiele legend a później przed naukowych hipotez. Jednak dopiero szybki rozwój astronomii nowożytnej, a właściwie pokopernikowskiej, pozwolił w pewnym stopniu zbliżyć się do rzeczywistych wyjaśnień. Określenie "w pewnym stopniu" nie jest brakiem zaufania do współczesnej nauki, ale rodzajem bodźca, który powinien zachęcać do własnych prac tam gdzie jest jeszcze wiele niewiadomych.

 PLAMY SŁONECZNE

   Określenie "plama słoneczna" jest: pojęciem zwyczajowym i pochodzi jeszcze z czasów gdy nie potrafiono określić czym jest w rzeczywistości to zjawisko. Po raz pierwszy starał się to uczynić w 1612 roku wspomniany Galileusz w liście do Wielkiego Księcia Florencji, Cosimo II:

?Powtórne obserwacje przekonały mnie definitywnie, że plamy te są ciałami znajdującymi się na powierzchni Słońca, gdzie powstają ciągle i znikają, niektóre po krótszym, inne po dłuższym czasie życia. Wskutek obrotu Słońca, którego okres wynosi około miesiąca Księżycowego, przemieszczają się one wokół Słońca.



   Był to wielki przełom. Ktoś odważył się wreszcie otwarcie powiedzieć, że Słońce nie jest nieskazitelnie czyste. Za Galileuszem poszli następni: SCHElNER, FABRICIUS, HARRIOT, FLAMSTEED w XVII wieku oraz HORREBOW, DEREHAM l W lLSON w XVIII. Należy tu wspomnieć zasługi A1exandra Wilsona, który wysunął pierwszą poważniejszą hipotezę na temat budowy plam słonecznych. Opierał się na badaniach efektu skrócenia plam znajdujących się na skraju tarczy Słońca.

   To jednak co przyczyniło się do szybkiego rozwoju badań nad Słońcem, rozpoczęło się w roku 1826. Nikomu szerzej nie znany aptekarz z Dessau, astronom-amator Samuel Heinrich SCHWABE na podstawie długoletnich i starannych obserwacji odkrył okresowość występowania plam.

   W czasie badań w latach 1826 - 1843 ustalił długość tak zwanego cyklu słonecznego na około 11 lat. Pierwsze wyniki prac zostały opublikowane w "Astronomische Nachrichten", a w roku 1851 w dziele "Cosmos" HUMBOLDTA. Od tego czasu wyniki Schwabe`go stały się znane i zapoczątkowały intensywne badania trwające po dzień dzisiejszy.

   Szczególnego znaczenia nabrały obserwacje wykonywane w Zurychu przez WOLFA i jego następców. Dzięki nim Zurych stał się na wiele lat ośrodkiem koordynującym prace na całym świecie. Dopiero stosunkowo niedawno monopol ten został przerwany przez ośrodki w USA, Niemczech, Rosji, Japonii i Francji.

   Przyjrzyjmy się współczesnemu poglądowi na istotę zjawiska, które będziemy obserwować. Oczywiście nie jest to miejsce na szczegółowe opisy, podstawowa wiedza może być jednak przydatna. Poniższy opis został oparty na teorii BABCOCKA.


Przykład większej grupy plam słonecznych.

 

OBSERWACJA FOTOSFERY SŁOŃCA

   Mamy więc trzy elementy: miejsce do obserwacji, przyrząd optyczny i czas by obserwację wykonać. No i oczywiście jest odpowiednia pogoda! Ustawiamy w miejscu obserwacji instrument i montujemy ekran. Na linii Słońce - obiektyw nie powinno raczej być żadnych gałęzi, przewodów i.t.p. przedmiotów, chociaż często nie stanowią one przeszkody do wykonania rysunku. Zdecydowanie jednak rozpraszają uwagę. Na ekranie pojawia się obraz tarczy słonecznej. Przy nieruchomym przyrządzie widzimy jak jasny krążek szybko przemieszcza się w polu widzenia.

   Istotną sprawą jest ustawienie ostrości obrazu. Są tu różne metody. Najczęściej stosuje się ustawianie ostrości na podstawie wyglądu brzegu tarczy - musi on być maksymalnie wyraźny, lub też wybiera się większą grupę plam o skomplikowanej budowie i stara tak dobrać ostrość by maksymalnie dużo szczegółów było widocznych. Obserwacja wybranej plamy jest konieczna gdy brzegi Słońca silnie "falują" np. gdy występuje turbulencja w atmosferze. Przy ustawianiu ostrości możemy ustalić warunki obserwacji o czym za chwilę.

   Gdy przyrząd jest już przygotowany, wykonujemy rysunek fotosfery. Kartka papieru umieszczona na ekranie powinna mieć narysowany okrąg o średnicy obrazu Słońca. Rysunek może mieć dwojaką dokładność: możemy maksymalnie wiernie odtworzyć stan fotosfery z zachowaniem wszystkich pozornych wymiarów lub możemy wykonać rysunek ogólny, szczegóły pozostawiając opisowi każdego z obiektów. Na ogół lepszym rozwiązaniem ( dający większe możliwości opracowania danych ) jest pierwsze, jednak przy złych warunkach atmosferycznych rysunek ogólny również ma swoją wartość.

   Pamiętamy również o tym, by przy wykonywaniu rysunku nie zapominać o pochodniach ( rejestracja struktury pochodni ) i wszelkiego rodzaju innych zjawiskach, które mogą się pojawić na tarczy słonecznej.

 

LICZBA WOLFA

   Niemal bezpośrednio z obserwacji możemy wyznaczyć liczbę Wolfa. Była ona wspomniana już wcześniej; tu uściślimy sobie sposób jej wyznaczenia.

   Liczba Wolfa jest wskaźnikiem stanu aktywności Słońca, a najprościej zależność tego elementu można opisać tak: im większa aktywność naszej gwiazdy, tym większa 1iczba grup plam i plam. Przyczyna cyklicznej zmienności aktywności nie jest znana, chociaż wiadomo jak przebiega i jakie są jej skutki dla Ziemi.

Przy określeniu liczby Wolfa, istotne są trzy elementy:

·  ilość grup plam

·  ilość plam

·  obserwator

O ile ilość grup i plam są wartością niezależną, o tyle obserwator i jego sprzęt mają duże możliwości wpłynięcia na wynik.

Dlatego wzór pozwalający obliczyć liczbę Wolfa:
R = k ( lOg + f )

przy ostatecznym opracowaniu zawiera współczynnik "k" zależny od spostrzegawczości obserwatora i używanego sprzętu. Liczba grup plam (g) ma większą wagę przy określaniu aktywności Słońca, dlatego jest mnożona przez czynnik 10 - po prostu kilka nawet małych grup świadczy o większej aktywności niż jedna grupa o kilkunastu plamach. Liczba plam (f) jest po prostu dodawana do pomnożonej liczby grup.

   Współczynnik (k) może się zmieniać, np. w momencie zmiany sprzętu. Jest on liczony dla każdego obserwatora indywidualnie i sprawdzany co pewien czas. Liczy się go przez porównanie ciągów obserwacyjnych danego obserwatora i obserwacji standardowej z Brukseli, gdzie mieści się Centralne Biuro Międzynarodowej Służby Słońca ( wcześniej w Zurichu ).

   Chociaż wydać się może, że obliczenie 1iczby Wolfa jest proste, również i tu można popełnić wiele błędów. Oczywiście nie w samym obliczeniu, ale w danych wyjściowych. Najczęściej spotykanym problemem jest jednoznaczne określenie liczby grup. Wielu początkujących obserwatorów ma z tym kłopoty. Samemu najlepiej jest oczywiście dojść do wprawy, prowadząc regularne obserwacje ewolucji grup w kolejnych dniach. Uwagi te są również bardzo istotne przy określaniu współczynników SN, BX i CV.

WSKAŹNIK CV

   Wartość wskaźnika CV to liczba z zakresu od 1 do 60 przyporządkowana każdej odrębnej klasie według systemu McIntosha. Czynnik CV powiązany z zaawansowaniem aktywności plamotwórczej samej grupy i jego wyznaczanie pokazuje wysokie powiązanie z innymi współczynnikami aktywności Słońca.

 
 

WSKAŹNIK SN

   Oprócz liczby Wolfa z bezpośredniej obserwacji fotosfery możemy wyznaczyć wskaźnik SN. Jeżeli decydujemy się podjąć tę pracę, musimy pamiętać, że jest ona możliwa do wykonania pod warunkiem bardzo starannego przeprowadzania obserwacji - w szczególności dokładnego rysowania plam i półcieni.

   Wskaźnik "SN" odnosi się do półcieni i plam leżących poza półcieniem, czyli opisuje "rodzaj" aktywności p1amotwórczej. Przyglądając się klasyfikacji grup plam ( w załącznikach ) zauważymy, że im bardziej rozbudowane grupy występują tym większa liczba półcieni i ilość plam w półcieniach . A ponieważ ilość i ewolucja grup zależy bezpośrednio od stanu aktywności słonecznej, wskaźnik ten dobrze go pokazuje.

Tutaj literą "p" oznaczamy liczbę półcieni zawierających plamy, literą "s" plamy bez półcienia, a wskaźnik wyznaczymy ze wzoru:
SN = 10 p
* s

Pamiętajmy, że jeden półcień może zawierać kilka plam i suma p + s nie musi być równa f * ( całkowita liczba plam ) z wcześniejszego wzoru na liczbę Wolfa.  

 

WSKAŹNIK BX

   Następnym elementem, który stosunkowo łatwo może wyznaczyć miłośnik astronomii jest wskaźnik BX. Tu warta jest przypo­mnienia uwaga zawarta w omówieniu wyznaczania liczby Wolfa -prawidłowa klasyfikacja rodzaju grup. Wskaźnik BX opisuje bowiem, aktywność plamotwórczą Słońca w połączeniu ze szczegółową klasyfikacją rodzajów grup. Wyznaczamy go ze wzoru:

BX = ∑ Gi * fi


gdzie:
g -
liczba aktywnych obszarów ( czyli grup plam )
f
- liczba plam w obszarze aktywnym ( grupie plam )
G
- stała liczbowa obszaru aktywnego


Stałą G dla poszczególnych rodzajów grup plam wyznaczamy korzystając z poniższej tabelki:

klasa obszaru aktywnego

A

B

C

D

E

F

G

H

I

stała G

4

4

8

18

25

36

50

44

37



   Jak widać największe wartości otrzymały grupy rozbudowane i zawierające półcień. Wskaźnik BX w czasie dużej aktywności Słońca osiąga duże wartości i wykazuje znaczne wahania z dnia na dzień. Dzięki temu jest jednak bardzo "czułym" instrumentem w badaniach naszej dziennej gwiazdy.

 

POWIERZCHNIE PLAM

   Często określaną wielkością fizyczną jest; średnica i powierzchnia jaką zajmują plamy słoneczne. Możemy wyznaczyć ją w bardzo prosty sposób, stosując do tego specjalnie wykonany szablon lub tzw. klin. Aby oba sposoby można było zastosować, konieczna jest obserwacja Słońca w projekcji na białym ekranie.

1. Metoda pomiaru za pomocą szablonu.

   Stosując tą metodę należy samemu przygotować szablon lub też skorzystać z gotowego ( zainteresowani proszeni o kontakt niebo_nad_slaskiem@op.pl ). Szablon podaje jedynie wartości powierzchni plam dla obrazu Słońca o średnicy równej 20 cm. Obraz Słońca na ekranie może jednak być większy lub mniejszy. Musimy wtedy pamiętać, że przy zmianie średnicy obrazu, wartości na przedstawionym szablonie zmieniają się. Prosto możemy je obliczyć, pamiętając, że rzeczywista średnica Słońca wynosi 1 390 600 km

Przykład Chcemy obliczyć powierzchnię plamy dla średnicy obrazu Słońca równej 20 cm. Zaobserwowana plama ma na ekranie średnicę 3 mm.
średnica rzeczywista Słońca - 1,390,600 km
średnica Słońca na ekranie - 20 cm = 0.2 m = 0.0002 km
średnica plamy na ekranie - 0.6 cm = 0.000006 km

Układamy proporcję:
0.0002 km -------- 1,390,600 km
0.00006 km -------- x km
gdzie x - rzeczywista średnica obserwowanej plamy x = ( 0.000006 km
�1,390,600 km ) / 0.0002 km a po obliczeniu średnica wynosi 41,718 km

[ Rzeczywistą powierzchnię plamy obliczymy już łatwo ze znanego już wzoru - przy założeniu że jest okrągła - P = ∏r2 ]

2. Metoda pomiaru za pomocą klina.

   Do pomiaru powierzchni plam stosować możemy także tzw. klin. Przedstawiony poniżej wzorzec klina jest przygotowany do obrazu Słońca o średnicy 20 cm.

   W szczelinę klina wpasowujemy obserwowaną na ekranie plamę i na górnej skali odczytujemy jej średnicę w mm jak pokazano na powyższym, przykładowym rysunku.

   Na podstawie zaprezentowanych powyżej metod możemy sami przygotować szablony ze skalami plam słonecznych i obliczać ich powierzchnie. Musimy jednak pamiętać, że dokładność takich obserwacji, nie jest zbyt precyzyjna. Warto jednak prowadzić je, gdyż określają istotną cechę aktywności Słońca. Oczywiście podanymi metodami możemy również przybliżyć powierzchnię pochodni.

 

INNE ZJAWISKA W FOTOSFERZE


    Liczba Wolfa ma zmienny przebieg. Największe i najmniejsze wartości służą do wyznaczania maksimów i minimów aktywności Słońca, przy czym jeden cykl tej aktywności ( czas od minimum do następnego minimum ) to około 11 lat.

 

Fotosfera w świetle widzialnym ( widoczne duże grupy plam )

Oczywiście nie tylko plamy są zjawiskami występującymi w fotosferze, a możliwymi do zaobserwowania metodami wizualnymi. Bardzo interesujące są tak zwane pochodnie. Można je opisać jako odwrotność plam, gdyż świecą jaśniej od pozostałych obszarów tarczy i emitują więcej energii. Prawdopodobnie nadwyżka ta, to właśnie energia, która nie znalazła ujścia w obszarach plam. Pochodnie i plamy są powiązane ze sobą, tworząc wielkie obszary aktywne. Również występowanie pochodni wykazuje 11- letnią zmienność.


Pochodnie fotosferyczne występujące wokół grupy plam słonecznych



   Innym zjawiskiem są rozbłyski. Proces ich powstawania ( już bardziej w chromosferze niż fotosferze ) jest jednym z najbardziej zagadkowych. Rozbłyski wykazują co prawda powiązanie i z grupami plam i z okresową aktywnością Słońca, to jednak zależności te nie są w tej chwili dostatecznie wyjaśnione. Duże rozbłyski emitują znaczne ilości energii, która uwidacznia się w procesach zachodzących w ziemskiej atmosferze.

   Bardzo ciekawe zjawiska mogą być obserwowane na falach radiowych i to w warunkach amatorskich, jest to jednak temat na oddzielne omówienie.

 

INSTRUMENTY I MIEJSCE OBSERWACJI

Po wstępie teoretycznym przejdźmy do części praktycznej czyli obserwacji, i tu, zanim zaczniemy coś robić, zapamiętajmy:

PRZY OBSERWACJACH SŁOŃCA, NAWET PRZEZ NAJMNIEJSZY PRZYRZĄD, NIE WOLNO NIGDY BEZPOŚREDNIO PATRZEĆ NA SŁOŃCE !!!



   Przyrząd musi być zaopatrzony w odpowiedni filtr ( kolorowy lub szary o wystarczającym stopniu gęstości ) lub w ekran, na który rzutowany jest obraz Słońca. W przypadku bezpośredniego spoglądania może się to zakończyć tragicznie, nieodwracalnym uszkodzeniem wzroku.

* PRZYRZĄD DO OBSERWACJI
   Nie ma szczególnych wymagań jeśli chodzi o sprzęt do obserwacji Słońca. Nasza najbliższa gwiazda daje nam tyle światła, że nie musimy stosować wielkich przyrządów. Bardzo dobre efekty uzyskamy stosując proste refraktory o średnicach od 60 do 90 mm. Przy tego typu obserwacjach, od średnicy lunety słonecznej, ważniejsza jest ogniskowa - im dłuższa, tym więcej szczegółów można zauważyć na danym obrazie. Teleskopy zwierciadlane na ogół są nie wygodne w korzystaniu, szczególnie gdy są wykonane w systemie Newtona. Wykonanie rysunku na ekranie jest bardzo trudne, chociaż na pewno przy większej średnicy ( a co za tym idzie rozdzielczości ) można zobaczyć więcej ciekawych szcze­gółów. Wykonując obserwacje przez filtr musimy pamiętać, że może się on silnie nagrzewać, co może doprowadzić do pęknięcia. Słowem - bezpieczniejsze są obserwacje na ekranie.


Obserwacja Słońca na ekranie



   Oczywiście do wyznaczenia 11 letniego cyklu wystarczy już lornetka, ale polecamy raczej stosowanie instrumentu nieco większego, jeśli chcemy by nasze wyniki były w pełni wartościowe.

* MIEJSCE DO OBSERWACJI
   Planując systematyczne obserwacje ( tylko akie są pełnowartościowe ) musimy mieć do tego odpowiednie miejsce. Warunek jest jeden: Słońce powinno być widoczne z tego miejsca przez większą część dnia, a najlepiej od wschodu do zachodu. Wiadomo, że nasz klimat nie jest zbyt łaskawy dla miłośników obserwacji nieba, trzeba więc być przygotowanym na prace o różnych porach. Obserwacje w godzinach południowych nie są najlepsze, z powodu rozgrzania powietrza. Zdecydowanie lepsze są godziny poranne i popołudniowe, chociaż oczywiście każda obserwacja ma swoją wartość. Miejsce gdzie stoi nasz przyrząd musi być na tyle duże by wygodnie się przy nim poruszać. Powinien tam też znajdować się stolik do położenia notatek.

 

OPRACOWANIE OBSERWACJI

Wykonanie ze szczegółami obserwacji (rysunku) fotosfery Słońca pozwala:

·  po obserwacji spokojnie zająć się oceną wyglądu plam i grup oraz pochodni,

·  dokonać uważnej klasyfikacji grup,

·  określić numerację grup ( jeśli prowadzimy ),

·  prześledzić w dłuższym czasie ewolucję grup,

·  przygotować materiał wyjściowy do wyznaczania wskaźników, określenia współrzędnych i obliczenia powierzchni zjawisk,

·  dokonać podziału powierzchni widzianej dla potrzeb wyznacze­nia liczby nasilenia pochodni.

Rysunki fotosfery powinny być czytelne nie tylko dla obserwatora. Oprócz wyglądu fotosfery winny zawierać czas wykonania obserwacji ( najlepiej w UT ), cechy przyrządu, rodzaj obserwacji, nazwisko obserwatora i miejsce obserwacji. Rysunki powinny być przechowywane, najlepiej w stanie uporządko­wanym według dat wykonania. Jeżeli przekazujemy wyniki obserwacji, proponuje się raczej wysyłanie kopii, a oryginały pozostawiamy do własnej dyspozycji. Taka prywatna "archiwizacja" danych nie jest uciążliwa, a może czasami okazać się bardzo przydatna - nie raz po latach potrzebne są różne dane.

W kolejnych rozdziałach omówione zostały podstawowe dane, które można uzyskać z amatorskich obserwacji Słońca.

Paweł Musialski