 |
Polskie Towarzystwo Miłośników AstronomiiSekcja Obserwacji Słońca
|
ARTYKUŁY
Zostały zaledwie 4 miesiące do naszego już drugiego zjazdu SOS PTMA a wpłat na podane na liście zjadowej konto jest bardzo niewiele. Uczulan na to potencjalnych uczestników bo bez wpłaty nie będą mogli być wpuszczeni na teren obserwatorium. Przypominam koszt ustalony z prezesem PTMA to zaledwie 50 zł. Koordynator SOS PTMA Tadeusz Figiel [...]
ARTYKUŁY
Jeszcze pozostały dwa efemerydalne kąty Bo i Lo pierwszy kąt jest kątem pod jakim widać jeden z biegunów od brzegu tarczy. Lo kąt ten określa nam długość heliograficzną południka Carringtona. Znając tylko pierwszy kąt, który już opisywałem, kąt P teraz nakładając na rysunek siatkę ortograficzną odczytamy bez przeszkód współrzędne heliograficzne palm słonecznych. Jeszcze jedną historyczną obserwację jaka wykonał i przedstawił 100 lat temu dokładnie w 1917 roku był E. Maunder wykres motylkowy wspomniany już w poprzednich postach poświęconym Słońcu. Jakby nie patrząc na nasze Słońce jest to ciekawy obiekt do wykonywania jego obserwacji. Nie jest to monologiczny obiekt na którym nic się nie dzieje. Oczywiście są okresy aktywności przypadające podczas jego minimum. Faktycznie w tych okresach to przez jakiś czas nic się nie wydarza. Oczywiście jest to zgubne twierdzenie ponieważ pod względem wizualnym tak to odbieramy. W przestrzeni kosmicznej umieszczona są sondy kosmiczne SOHO i SDO, które non-stop monitorują powierzchnię Słońca. Nie tylko w zakresie wizualnym ale szeroko poza nim. Obserwując wszechświat galaktyki, które znajdują się miliony lat świetlnych zasługują na bardzo szczególną uwagę. w ich centrach skrywają najskrytsze tajemnice nauki. Jest to jak najbardziej słuszna prawda ale blisko nas 8,3 minut światła odległa od nas nasza życiodajna gwiazda. Wiemy o niej już bardzo dużo codziennie p[...]
ARTYKUŁY
Słońca jako kula gazowa o ogromnych rozmiarów wiruje z prędkością obrotową od 25 do 28 dni i jego oś obrotu wokół której wiruje nachylona jest do płaszczyzny ekliptyki wynosi 82,45*. Takie nachylenie osi obrotowej Słońca powoduje, że nieraz widoczny jest jego biegun północny lub południowy. Zmiana widoczności biegunów jest opisywana w cudzysłowie ponieważ nikt nie zaobserwuje fizycznie północnego czy południowego jego bieguna wokół którego wiruje nasza dzienna gwiazda. Zmiana nachylenie biegunów Słońca dokonuje się co pół roku maksymalne odchylenie bieguna północnego przypada na dzień 8 września. Później sytuacja powoli się zmienia chowa się biegun północy wychyla się południowy. Maksymalne jego odchylenia 7,25* przypada 7 marca natomiast 7 grudnia i 8 czerwca oba bieguny ustawiają się na jednej linii. W sumie do wyznaczania współrzędnych heliograficznych poszczególnych plam wystarczy 8 siatek ze współrzędnymi. Obserwatorzy wyposażenie są w odpowiednie siatki ortograficzne , którzy pokrywają tarczę słoneczna na ekranie rzutowanego obrazu. Cienkim rysikiem ołówka rysują zarys poszczególnych plam. Na podstawie wykonanego rysunku odczytują ich współrzędne heliograficzne tutaj dokładność wystarczająca jest do jednego stopnia. Każdy astronomiczny rocznik kalendarz astronomiczny podaje przy efemerydzie Słońca trzy na[...]
ARTYKUŁY
Nasze miłośnicze obserwacje naszej dziennej gwiazdy mogą podnieść większa rangę naukową kiedy wraz z pojawieniem się plam będziemy wyznaczać współrzędne heliograficzne. Do tego rodzaju obserwacji służy układ współrzędnych. Długość heliograficzną oznaczona jest przez λ szerokość β. Szerokość heliograficzna przez znak (+) oznacza półkulę północną (-) południową. Jeżeli chodzi o długość sprawa przedstawia się troszeczkę inaczej mianowicie ta współrzędna jest od południka zerowego liczonego od 0* do 360*. Południk zerowy jego wartość 0,00* przyjęto z dniem 01 stycznia 1854 roku o godzinie 12,00 UTC. Tarcza słoneczna południkiem w tym momencie czasu podzielona była na dwie połowy. Południkiem zerowym niekiedy nazywany jest południkiem Carringtona angielskiego astronoma, który prawidłowo podał jego definicję. Chodziło tutaj kiedy przyjęto na południk zerowy Słońca przechodził przez węzeł wstępujący w stosunku do jego równika. Później zauważono, że południki odbiegają od normy. Dlaczego ? współrzędne heliograficzne grup plam słonecznych mimo, że znajdującym się w centrum tarczy słonecznej na jednym wspólnym południku po upływie 24-48 godzin maja inne wartości współrzędnych heliograficznej. Przyczyna jest prosta Słońce to ogromna kula gazowa materii o średnicy 1,4 mln km jej poszczególne warstwy szerokości heliograficznej wirują z rożna prędkością. Nasze S[...]
ARTYKUŁY
Obserwacja powierzchni plam ich zliczanie jest pod względem naukowym ciekawa ale niestety wymaga to pracochłonności i dokładności. Jeżeli będziemy wykonywać w sposób systematyczny i odpowiednio zestawimy to wykres powinniśmy otrzymać analogowy obraz wykresu do liczby Wolfa lub liczby aktywności plamo-twórczej. Powierzchniowy rozkład plam słonecznych może troszkę różnić od wykresu liczby Wolfa. Dlaczego ? każda plama jaka znajduje się na powierzchni Słońca swoje położenie zajmuje na kuli sferycznej. Z perspektywy obserwatora z Ziemi kiedy się pojawia luba chowa po drugiej stronie tarczy jej kształt przypomina owal – elipsę. Wówczas rzeczywiste realne jej rozmiary są trudne do ustalenia. Najbardziej prawdziwe rozmiary posiadają kiedy obserwator ustawiony jest do nich prostopadle, plama znajduje się w centrum tarczy. Dokonując jej pomiarów pod względem rozmiarowym otrzymujemy jak najdokładniejszy wynik. Natomiast dokonując pomiar plamy musimy również do niej zaliczyć obszar półcienia. Jeżeli palma jest przy wschodniej lub zachodnim brzegu tarczy słonecznej i jest w tym czasie w kształcie elipsy do jej rozmiarów powierzchni używamy tylko dłuższą półoś. Warto wrócić do historycznej obserwacji Słońca jaką wykonywał w XVIII wieku angielski astronom A. Wilson w 1769 roku. Zaobserwował on dość dużą plamę otoczoną dużym rozmiarem półcienia. Plama znajdowała się na wschodnim brzegu tarczy [...]
ARTYKUŁY
Słońce – określenie wielkości plam cz.(51/55) Wyznaczanie rozmiarów plam słonecznych ma ogromne znaczenie naukowego. Astronomowie w ten sposób wiedzą jaką powierzchnię tarczy zajmują. Obecnie pod względem naukowym astronomowie więcej uwagi kieruję na obserwację kierunkową wycinkową Słońca. Obserwacje poszczególnych dniach nie skupiają się na Słońcu jak całości tylko na jego wycinku skrawku tam gdzie zachodzą najciekawsze aktualne jego procesy. Chodzi tu o rozbłyski powierzchniowe, protuberancje, przemieszczanie się grupy słonecznej ruch i ich dynamikę. Tutaj rola miłośnika astronomii prowadzącego systematycznie obserwacje Słońca jest ogromna. Astronomowie nie zajmują się Słońcem jako obiektem całościowym lecz dane o nim czerpią od miłośników astronomii. Powróćmy jednak do wyznaczenia rozmiarów poszczególnych plam. Najlepiej jak już pisałem odrysować okrąg na papierze milimetrowym o średnicy 100 mm i dopasować jego rzutowany obraz do jego tarczy. Przy ogniskowej teleskopu 1000 mm i zastosowaniu okularu 20 mm ostry obraz otrzymamy umieszczając go w odległości 22 cm. Oczywiście znamy dokładnie średnice naszej dziennej gwiazdy i przy rozmiarze tarczy 100 mm jeden milimetr w tej skali ma 13906 km. tj. ok. 14 tyś. km. Teraz licząc milimetry wzdłuż i wszerz danej plamy szybko ustalimy jej rozmiar. Miłośnicy astronomii mogą również korzystać już z gotowych wzorów tj. specja[...]
ARTYKUŁY
Inna metodą obserwacji jak najbardziej bezpieczna jest obserwacja już wspomniana tzw. projekcyjna. Obraz Słońca rzucamy na ekran słoneczny wystarczy aby jego średnica wynosiła na ekranie 100-150 mm. Taki obraz tarczy słonecznej pokrywamy kartką papieru na którym narysowana cyrklem jest jego tarcza równa jego średnicy jego tarczy rzucanego obrazu. Teraz cienkim rysikiem ołówka rysujemy i zaznaczamy zarys wszystkich plam wraz z ewentualnymi otaczającymi ich półcieniami. Początkowy obserwator zapewne będzie miał trudności z ustaleniem liczby grup słonecznych ale po pewnym czasie pokona tę trudność i bezbłędnie będzie je określał. Nie ma się tym co przyjmować ponieważ i tak jego obserwacja będzie miała wartość naukową. Dlatego na początek kiedy zaczniemy obserwować Słońce lepiej od razu wykonać obserwacje metodą projekcyjną wówczas już po wykonanej obserwacji jest więcej czasu na zliczenie plam i poszeregowanie ich w grupy. Obserwacja wizualną zazwyczaj prowadza doświadczeni obserwatorzy ale nie oznacza to, że na taką obserwację są tylko zdani. Chętnie równolegle drugim niezależnie teleskopem wykonują obserwację projekcyjną. Finałem każdej prowadzonej obserwacji jest wyznaczanie wspomnianej liczby Wolfa R i aktywności plamo-twórczej SN. Nie są to ostatnie wyniki prowadzonych obserwacji Słońca. Miłośnik astronomii już bardziej zaawansowany może pokusić się o wyznaczenia rozmiaru i powierzchni samej plamy [...]
ARTYKUŁY
Powracając do samej liczby Wolfa R jest ona wyznaczona przez lunetę o średnicy 80 mm i ogniskowej 1100 mm. Co z innymi przyrządami astronomicznymi o lepszych lub gorszych parametrach od tej co obserwował sam przez nią Rudolf Wolf. Wprowadzono jeszcze do wzoru literkę k jest współczynnik, który stanowi tzw. odpowiednią redukcję dla danego przyrządu obserwatora. Na wartość względną liczby Wolfa wpływa kilka czynników zależnych i niezależnych od nas. Zależne czynniki to wielkość teleskopu i tak np. obserwując tarcze słoneczną większym teleskopem o większej średnicy niż luneta Wolfa jesteśmy w stanie dostrzec więcej ilości plam. Odwrotnie posiadając znacznie mniejszy przyrząd obserwacyjny zakres obserwacji to miej sza wartość liczby Wolfa. Niezależne czynniki to warunki obserwacyjne przede wszystkim przezroczystość atmosfery w miejscu dokonywania obserwacji. Wówczas należy stosować odpowiedni współczynnik tak jakbyśmy dokonywali obserwację wzorcową luneta Rudolfa Wolfa. Oprócz tego w dzienniku obserwacyjnym m/n odnotowujemy w odpowiednich skalach jak widoczne jest Słońce czy faluje czy nie, jaka jest siła wiatru. Czy nasza obserwacja jest dokładna czy też w sposób pobieżny ? Oczywiście to ma poważny wpływ na uzyskany końcowy wynik obserwacyjny. Obecnie dzienniki obserwacyjne są tak zbudowane, że w nich również odnotowujemy liczbę Wolfa jaka panuje aktywność słoneczna na półkuli półno[...]
ARTYKUŁY
Obserwacja tarczy słonecznej jest bardzo prosta trzeba najpierw zliczyć ilość grup plam słonecznych na tarczy i oznaczona jest przez literę g. Jeżeli to uczynimy to liczymy na tarczy słonecznej wszystkie widoczne plamy oznaczamy literą f. Teraz tylko odpowiednie wartości podstawić do wzoru aby uzyskać z obserwacji z jednej doby liczbę Wolfa R. Obserwację obserwator wykonuje w danym dniu tylko raz i sugerowana jest nie mniejszej niż w odstępstwie co 24 godziny. Oczywiście obserwacja uzależniona jest od warunków atmosferycznych w danym miejscu. Może być wykonana mniejszej lub większej wartości godzin ale jedna danego dnia. Załóżmy, że w czasie wykonanej obserwacji zliczyliśmy 5 grup i we wszystkich tych grupach znajdują się 28 plam. Zgodnie z obowiązującym wzorem liczba Wolfa R = 10 * 5 + 28 = 78. Jeżeli teraz wartości g i f się zmniejszają to w czasie liczba Wolfa R jest mniejsza lub większa. Obserwacje wykonywane systematycznie zestawia się w dni miesiąca i na podstawie ich ustala się średnią liczbę Wola. Dane napływające od innych obserwatorów również się zestawia uśredniając liczbę w danym miesiącu. Z kolei prowadzenie obserwacje i dane, wprowadzane na przestrzeni dziesiątków lat stworzy nam odpowiedni wykres z okresową być może nie regularną liczbą, ale regularnym czasie. Wówczas stworzymy odpowiedni obraz jak zachowuje się nasze słoneczko pod względem swojej aktywności. Wówczas [...]
ARTYKUŁY
Głównym celem obserwacji Słońca wykonywanych przez miłośników astronomii jest wyznaczenie liczby Wolfa. Liczba Wolfa to wyrażony i usystematyzowany rodzaj obserwacji, którego łatwo jest ja wyznaczyć. Przed liczbą Wolf zliczano wszystkie plamy jakie widoczne są na tarczy słonecznej podczas każdej obserwacji danego dnia. Liczby tylko stanowiły wartości, które nie charakteryzowały w jakiś szczególny sposób aktywność słoneczną. Dopiero szwajcarski astronom Rudolf Wolf (1816-1893) dyrektor obserwatorium astronomicznego w Zurichu postanowił w sposób bardziej przejrzysty pogrupować plamy słoneczne. Wartości ich nazwano później liczbą Wolfa obserwując je przez lunetę o średnicy obiektywu 80 mm i ogniskowej 1100 mm. To co widział przez swoją lunetę na powierzchni tarczy słonecznej skrupulatnie zapisywał. Przyrząd ten przez 100 lat był narzędziem wzorcowym przez którego każdy obserwator Słońca używał swojej lunetę o tych samych technicznych parametrach średnicy obiektywu i ogniskowej. Jeżeli przyrząd był mniejszy lub większy trzeba było do wyznaczenia liczby Wolfa zastosować odpowiedni współczynnik obliczeniowy. Przyrząd ten do tej pory obowiązuje ale przez lunetę Rudolfa Wolfa nie wykonuje się już żadnej obserwacji Słońca. Teraz centrale główną przeniesiono do Brukseli zachowano ten sam parametr liczby Wolfa jak i jego lunety. Rudolf Wolf jako doskonały obserwator Słońca poda[...]
ARTYKUŁY
Słońce historyczna analiza aktywności cz. (46/55) Badania przejawów aktywności słonecznej nie należą do łatwej sprawy. Żeby wyciągać jak najprawdziwsze dokładne wnioski wymaga to analizy z obserwacji Słońca wykonanych w przeszłości. Wymaga to jednak ogromnego poświęcenia czasu aby móc prawidłowo cały nakład pracy wstawić do jednego „worka” w tym przypadku w jedną tabelę. Na podstawie dokonać wyliczeń i statystycznej analizy, a później wszystko przeniesiono na odpowiedni wykres. Takimi zestawieniami zajmowała się amerykański astronom J. Eddy, który ponad 40 lat temu dokonał odpowiedniej analizy. Odkrył przeglądając wszystkie historyczne dostępne obserwacje naszej dziennej gwiazdy, że w latach 1645-1715 plam słonecznych nie występowały. Jeżeli już się ukazywały to w małych ilościach i tak przypadająca maksymalna aktywność Słońca na 1705 rok liczba Wolfa wynosiła 58 pięć lat wcześniej 1700 rok była tylko wartością bardzo mała 5. Dane te świadczą o minimalnych ilościach plam słonecznych na jego powierzchni. Amerykański astronom nie był osamotniony w swoich badawczych pracach podobną analizę dokonali inni naukowcy 100 lat wcześniej od niego. Byli to niemiecki astronom Gustaw Sporer , który dokładna analizę obserwacyjna wykazał w swojej pracy w 1887 roku. Niezależną również analizę w 1890 roku rozpoczął angielski astronom Edward Munder. Tutaj nowych danych do historycznych analiz amerykański astronom J. [...]
ARTYKUŁY
Każdy początek cyklu zapowiada to pojawianie się plamek i plam w poszczególnych grupach w szerokościach heliograficznych nie mniejszej niż 40*- max 50* po obu stronach półkul. Z upływem czasu miesięcy każda seria grup pojawia się coraz to bliżej słonecznego równika. Strefa grup zbliża się każdorazowo nowych już powstałych co 0,15*- 0,20*. Jeżeli wykonamy odpowiedni rysunek siatkę heliograficzna Słońca narysujemy w postaci prostokąta oznaczając ja odpowiedni osiami szerokość i długość heliograficzną to na podstawie naszych obserwacji utworzy się wykres skrzydeł motyla. Wykres „motyli” obrazuje nam w dość w dokładny sposób jak w czasie poszczególne grupy plam słonecznych zajmują swoje położenie. Jak ten cały ich proces powoli się zmienia. Bardzo ciekawym procesem jest biegunowość magnetyczna plam. Każda plama w danej grupie to potężne sztabki magnesów. Jeżeli dana grupa słoneczna jest złożona z jednej plamy to wartość maksymalna jej natężenia magnetycznego przypada w centrum ciemnego jadra tej plamy potrafi osiągnąć wartość 4000 – 5000 erstedów. W partiach półcieniowych plamy, która jest nim ona otoczona natężenie tam pola magnetycznego spada do zera. Całkowicie inaczej sprawa odnosi się do grup słonecznych w których występuję kilka plam. Taka grupa charakteryzuje się odpowiednią specyfiką mianowicie prze[...]
ARTYKUŁY
SŁOŃCE – HISTORYCZNE NAUKOWE JEGO OBSERWACJE cz. (44/55) Pierwszym człowiekiem, który zwrócił uwagę jak zachowuje się nasza dzienna gwiazda był niemiecki miłośnik astronomii Henrich Schwabe żyjący w latach 1789-1875. By to jak na tamtejsze czasy znakomity obserwator Słońca. Słońce pochłonęło go do reszty kiedy tylko mógł poświęcał się jego obserwacjom. Jak pisał swój pierwszy teleskop wygrał kiedy brał udział w losowaniu na jakieś fantowej loterii. Przez przypadek jaki zrządził mu los loteryjny zajął się astronomią. Było to w październiku 1825 roku i kiedy skierował obiektyw lunety w stronę Słońca zabezpieczony ciemnym filtrem dostrzegł na jego powierzchni plamy słoneczne. Teleskop i astronomia tak wciągnęły jego wir zainteresowań przyznając się, że bez niej nie da się żyć. Już w 1826 roku przez swój teleskop próbował znaleźć planetę, która znajdowałby się bliżej niż Merkury. Niestety takowej nie odnalazł ale coraz bardziej regularnie rozpoczął obserwacje Słońca. Tak na poważenie rozpoczął obserwacje naszej dziennej gwiazdy od 1843 roku. Bogaty materiał obserwacyjny Słońca przez okres prawie 25 lat. Skrupulatnie wszystko notował, zapisywał każdą ilość plam słonecznych jakie pojawiły się na jego tarczy. Swoje obserwacje jakie przeprowadzał i porównując je z obserwacjami i historycznymi po 1610 roku od czasów Galileusza pozwoliła wyciągnąć jemu prawidłowe wnioski. Odkrył 11[...]
ARTYKUŁY
Ponownie Słońce weszło w swoją kolejną ciszę aktywności zerowej. Na jego powierzchni nie występuje ani jedna grupa plam słonecznych. fot. J. Bańkowski teleskop TN114/1000 ( po wytrawieniu lustra) filtr 1xND96-0.3+1x#58(ciemno-zielony) +body ESO550D. [...]
ARTYKUŁY
SŁOŃCE – TRANZYT GRUPY cz. (43/55) Dynamika ruchu danej grupy plam po powierzchni tarczy słonecznej jest bardzo ciekawa. Jeżeli mamy możliwość wykonywania fotografii Słońca przez teleskop w odstępach 24 godzinnych każdego dnia uzyskamy ciekawy jej „tranzyt”. Po złożeniu odpowiedniej ilości zdjęć możemy otrzymać kilkunastu sekundowy film. Fotografując odpowiednią upatrzoną grupę dostrzeżemy jak dobowo o jeden stopień na powierzchni zajmuje inne już swoje położenie. Dokonując powolnego przemieszczania się „tranzytu” grupy po upływie 8-10 dniach zaobserwujemy jak jedna z plam ta przednia wykonuje krok do tyłu o nie cały ułamek stopnia 0,2-0,3*. Przy takim zawirowaniu wstecznym plam porusza się w stronę przeciwną ale już znacznie wolniej. Natomiast tylna plama porusza się dalej prawidłowo ze wschodu na zachód. Obserwując taki ruch grupy jesteśmy pod wrażeniem i jednocześnie naocznymi świadkami jej dynamiki i przemiany. Plamy to najbardziej widowiskowe szczegóły powierzchni tarczy słonecznej. Dostarczają astronomom mnóstwo informacji o aktywności słonecznej jak i również jak nasza dzienna gwiazda się zachowuje. Okresowo średnio co 11 lat liczba grup plam słonecznych intensywnie wzrasta wartości maksymalnej. Później przez 5,5 lat liczba powili maleje osiągając minimalna wartość. Po tym określa następuje odwrotny proces, proces wzrostu ilościowy grup słonecznych. Jeden z rekor[...]
Podstrona w budowie.
Strona znajduje się na serwerze portalu poa.com.pl
(c) sos.poa.com.pl
