Raporty wysyłamy do 10 dnia następnego miesiąca.

Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii

Sekcja Obserwacji Słońca


2019-04-26    Czas UT: 03:38 (Data juliańska: 2458599.651)
P= -24.94°   Bo= -4.69°   Lo= 130.89°   Carr. Rot 2216
Przejdź do generatora efemeryd
ARTYKUŁY

Słońce – długość heliograficzna cz.(53/55).
23-04-2019 Janusz Bańkowski

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

Słońce – powierzchnia plam cz.(52/55)
17-04-2019 Janusz Bańkowski

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)
15-04-2019 Janusz Bańkowski

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

Słońce – metoda projekcyjna cz. (50/55)
11-04-2019 Janusz Bańkowski

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

Słońce –współczynnik liczby Wolfa raz jeszcze cz. (49/55)
08-04-2019 Janusz Bańkowski

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

Liczba WOLFA sposób wyznaczania. cz. (48/55)
05-04-2019 Janusz Bańkowski

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

Słońce - wyliczenie liczby Wolfa Słoneczna astronomia cz. (47/55).
02-04-2019 Janusz Bańkowski

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)
29-03-2019 Janusz Bańkowski

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

SŁOŃCE – POCZĄTEK KAŻDEGO CYKLU cz. (45/55)
26-03-2019 Janusz Bańkowski

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)
23-03-2019 Janusz Bańkowski

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

Słońce dnia 17-03-2019 rok 07:50 UTC nr 09/034/mar/1093
17-03-2019 Janusz Bańkowski

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)
15-03-2019 Janusz Bańkowski

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[...]

ARTYKUŁY

Słońca – przepowiednia aktywności cz.(42/55)
11-03-2019 Janusz Bańkowski

Słońca – przepowiednia aktywności  cz.(42/55) Generalnie obserwując Słońce jego powierzchnię w mniejszych grupach w których występują plamy połączone wspólnym półcieniem ich wspólne „małżeństwo”. Taki związek nie trawa dłużej jak 10-12 dni , a nawet i krócej. Zostają one rozłączone tworząc oddzielne plamy połączone jedynie szeregiem małych plam i plamek otoczone nikłym półcieniem.  Sama dynamika ruchu plam słonecznych w grupach jest bardzo ciekawa jak i również jej główny „tranzyt” przemieszczania ze  wschodu tarczy w kierunku zachodnim.  Astronomowie stworzyli odpowiednią różnoraką skalę kategorii oznaczając poszczególne typy  ich grup dużymi i małymi litrami. Oczywiście nie będę tutaj typów kategorii przedstawiał. Każdy zainteresowany tym zagadnieniem  może wejść na stronę Sekcji Obserwatorów Słońca PTMA tam znajduje się szablon poszczególnych typów grup słonecznych przyporządkowanej każdej literze. Można wyrazić ogólną opinię,  że małe  grupki pod względem ich rozmiarów w sumie nie sprawiają kłopotów przyporządkowania jej odpowiedniej kategorii. Natomiast w grupach pod względem rozmiarów przeciętnych prowadząc systematycznie obserwacje trzeba się troszkę „ na kombinować” oczywiście w prawidłowy sposób aby z doby na dobę określić jej kategorię. Kategorie o[...]

ARTYKUŁY

SŁONCE – WIZUALNA OBSERWACJA cz. (41/55)
07-03-2019 Janusz Bańkowski

SŁONCE – WIZUALNA OBSERWACJA cz. (41/55) Jeżeli obserwujemy naszą dzienną gwiazdę w komfortowych atmosferycznych i  termicznych warunkach możemy zaliczyć taką obserwację do udanych.  W ten sposób  przyczyniamy  się wnosimy wkład  do naukowych osiągnięć obserwacyjnych. Obserwując Sońce wizualnie czy projekcyjnie bez przeszkód zauważmy w okresie jej wzmożonej aktywności jego tarcza wypełniona jest ciemnymi i jasnymi miejscami. Ciemne miejsce to grupy słoneczne plamy w których temperatura jest mniejsza o 1000-1500 K od otoczenia. Niekiedy plamy otoczone są tzw. półcieniami okalając ciemne jądra plam. Przy dobrych warunkach obserwacyjnych zaobserwujemy wizualnie również granulacje, pory i pochodnie. Najbardziej z tej formacji widoczne są pochodnie. Pory  i granulacje żyją w fotosferze swoja chwilą, pochodnie dość jasne obiekty jaśniejsze od tarczy słonecznej widoczne w postaci smug są zapowiedzą pojawiania się w tych miejscach plam. Pochodnie zajmują znacznie większy obszar niż sama grupa plam niekiedy już wygenerowana plama otoczona jest pochodniami. Pochodnie mogą utrzymywać się na powierzchni niż sama plama. Najbardziej pod względem wizualnym obserwacyjnym są grupy dość dużych rozmiarów. Ostatnia taka ogromna grupa wielkości ok. 2 średnic Jowisza miała miejsca podczas maksimum 24 cyklu oznaczona numerem 2192. Ukazała się na tarczy w pierwszej dekadzie w październiku 2014 roku. W miarę upływu c[...]

ARTYKUŁY

SŁOŃCE – OBSERWACJA METODA PROJEKCYJNA cz.(40/55)
05-03-2019 Janusz Bańkowski

SŁOŃCE – OBSERWACJA METODA PROJEKCYJNA cz.(40/55) Za pomocą stosowania teleskopów o różnych parametrach technicznych miłośnik na ekranie słonecznym uzyskać następujący  obraz jego tarczy.  Przeważnie każdy miłośnik astronomii posiada w powszechnym użytku teleskop o średnicy od 150 do 200 mm i ogniskowej 1000 mm. Przy takiej średnicy i typowym okularze 20 mm aby uzyskać tarczę słoneczną o średnicy  15 cm ekran słoneczny musimy umieścić w odległości 32 cm (to dla teleskopu 150 mm i ogniskowej 1000 mm). Stosując teleskop 200 mm średnicy lustra i ogniskowej 1000 mm o tym samym okularze ekran musi znajdować się w odległości 42 cm wówczas średnica tarczy słonecznej wyniesie 20 cm. Jeżeli tą sztukę  opanujemy przy uzyskiwaniu odpowiedniej średnicy tarczy słonecznej. Czas rozpocząć naukową obserwację i celem  obserwacji jest zaznaczenie wszystkich wizualnych szczegółów, które dostrzeże nasze ludzkie oko. Najlepiej na ekranie słonecznym na papierze umieszczamy kartkę  papieru cyrklem i ołówkiem zakreślonym okręgiem o średnicy rzucanej tarczy słonecznej. Ołówkiem tarcze słoneczną dzielimy na cztery ćwiartki zaznaczając prawidłowe kierunku N i S oraz E i W. Jeżeli będziemy przyglądać się słonecznej tarczy bez trudności stwierdzimy, że centrum jego tarczy świeci znacznie jaśniej niż jego brzegi. Słońce jak wiemy jest ogromną kulą gazową jasność naszej gwiazdy z brzegów jego tarczy do[...]

<< 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Następna >>

Podstrona w budowie.