Наблюдаем Солнце

Рассказывается о любительских наблюдениях Солнца. Рассматриваются актуальные проблемы физики Солнца и солнечно-земных связей, в решение которых могут внести вклад любители астрономии. Описываются различные приборы для наблюдений Солнца, перечисляются задачи, которые можно решать с помощью сравнительно простых инструментов. Даются методика наблюдений, их обработка, в частности, с помощью малых вычислительных машин, а также рекомендации для коллективов наблюдателей. Описывается любительская обсерватория в Симферополе. Для любителей астрономии, фотографии, техники, участников астрономических кружков.

Определение координат и площадей пятен и факелов

Перед Вами зарисованный или сфотографированный диск Солнца с пятнами, факелами и отмеченной суточной параллелью. Ваша задача - определить гелиографические координаты пятен и факелов. Проделаем это на примере наблюдений 16 мая 1989 г. (рис. 21). Солнце, как и наша Земля, вращается вокруг своей оси, и для него принята своя координатная сетка с широтой, отсчитываемой от экватора (0-90°), и долготой, отсчитываемой от некоторой условной точки (0-360°) с востока на запад. Для Солнца существует понятие "центральный меридиан", т. е. меридиан, проходящий в данный момент через центр видимого диска Солнца.

Так как Земля вращается вокруг Солнца, а ось вращения Солнца не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, мы видим полюса Солнца в разных точках солнечного диска. Иногда виден только северный полюс, иногда только южный. При этом солнечный экватор проходит южнее центра солнечного диска или севернее его. Расстояние в гелиографических градусах между экватором и центром диска вдоль центрального меридиана (гелиографическая широта центра диска) обозначается В0. Вторая важная величина для определения координатной сетки на видимом диске Солнца - это угол между направлением экватора и суточной параллелью (угол Р) на каждый день. Угол Р положителен, если восточный край суточной параллели находится к северу от экватора, и отрицателен, если восточный край суточной параллели расположен к югу от экватора (см. рис. 20, в). Зная Р и В0, вы можете определить гелиографическую широту объекта и расстояние его от центрального меридиана. Долгота центрального меридиана в момент наблюдения L0 (гелиографическая долгота) - третья необходимая величина для полного определения координат.

Определить широту и расстояние от центрального меридиана каждого пятна теперь не представляет большого труда. Надо только правильно отсчитать градусы. Обычно круги широты на сетках проведены через 10. Между этими линиями необходимое число градусов надо найти интерполяцией. Меридианы же на разных сетках могут быть проведены или через 10°, или через 13,5° (это угол, на который Солнце поворачивается за одни сутки). Поэтому прежде чем начать работать с координатной сеткой, определите, какая она. На рис. 20 на зарисовку Солнца 16 мая 1989 г. наложена сетка, у которой меридианы и параллели нанесены через 10°. Сбоку отмечено положение экватора и суточной параллели. В табл. 4. приведены координаты всех пятен: ф - широта, ш - расстояние от центрального меридиана, L-долготы пятен в кэррингтоновской системе. Числа последнего столбца получены следующим образом. Мы выше определили долготу центрального меридиана в 0h Всемирного времени L0= 127,58°. В 0h 17 мая L0 = 114,35°, т. е. за сутки L0 уменьшилось на L= 13,23°. Отсюда легко найти долготу центрального меридиана в момент наблюдений. Не забудьте при этом перейти от московского времени к всемирному. Для летнего времени разница между московским и всемирным временем 4 часа, а для зимнего - 3 часа. Так как рассматриваемые нами наблюдения проводились в мае (летнее время) в 8h30m. Всемирное время для этого момента 4h30m, что составляет 0,19 в долях суток. Отсюда можно найти LH в момент наблюдений.

Так как долготы растут с востока на запад, для пятен в восточной полусфере мы должны из Lu вычесть их расстояния до центрального меридиана, а для пятен в западной полусфере сложить LH с расстоянием от центрального меридиана. В табл. 4 приведены координаты основных пятен, наблюдавшихся 16 мая 1989 г. и представленных на рис. 20. Полученная величина L называется еще Кэррингтоновской долготой.

Определение площади различных объектов на Солнце

Поскольку все наблюдаемые в белом свете солнечные образования (факелы, пятна) располагаются на сферической поверхности Солнца, их видимая форма на диске Солнца искажена, и чем ближе они расположены к краю диска, тем это искажение из-за проекции больше. На рис. 22 показано, как будет выглядеть круглое пятно в разные моменты его прохождения по диску. Всегда его размер вдоль радиуса Солнца dнабл будет меньше, чем в перпендикулярном направлении, в котором оно не отличается от истинного размера пятна dист. Из несложных геометрических соображений следует, что истинное значение размера пятна (или другого объекта) в направлении радиуса диска Солнца dист будет выражено через его наблюдаемое значение dнабл следующей формулой:

Здесь R- радиус изображения диска Солнца, r - расстояние изучаемого объекта от центра Солнца в тех же единицах, что и R. Величину Sнабл можно измерять в квадратных секундах дуги и по формуле получать Sист. Если же по сеткам считать площади в квадратных гелиографических градусах, то исправление за проекцию при этом производится автоматически, и исправлять еще раз по формуле не надо. Практически площади пятен и факелов сначала измеряются в квадратных миллиметрах. При фотографических наблюдениях для таких измерений можно использовать фотоувеличитель, с помощью которого вы получите достаточно увеличенное изображение пятна на листе миллиметровой бумаги. Зарисовав его, вы можете подсчитать число клеточек, занимаемых пятном. Для определения площадей пятен по зарисовкам Солнца (в достаточно большом масштабе) удобно пользоваться стеклянной измерительной палеткой. Ее можно изготовить самому, приготовив диапозитив снимка куска миллиметровой бумаги на пластинке. Если вам не удастся получить масштаб, при котором одна клеточка равна одному миллиметру, определите множитель, с помощью которого вы сможете переводить ваши измерения с палеткой в квадратные миллиметры. Затем, использовав сведения о масштабе изображения Солнца и расстоянии пятна от центра диска, можно перейти к квадратным секундам и квадратным километрам на Солнце.

Определение чисел Вольфа

Перечисленные во Введении активные образования на Солнце пятна, факелы, флоккулы, вспышки подчиняются определенной цикличности. Основной цикл солнечной активности составляет примерно 11 лет по мощности и широтам возникновения активных образований. В начале цикла активные образования возникают на высоких широтах (около 30) в обеих полусферах Солнца. Количество пятен и групп, существующих на Солнце одновременно, в это время мало. Постепенно их становится все больше и они появляются на все более низких широтах. Через 4-5 лет наступает максимум активности, после чего идет спад числа пятен к минимуму в конце цикла.

Нанболее общепринятым индексом, хара ктеризующим пятенную активность Солнца, является число Вольфа (W).

Ее регулярные определения ведутся более 100 лет (с 1849 г.), а восстановленные значения есть с 1700 г. Что же это такое? Если мы обозначим через, s число пятен и пор, наблюдаемых на диске Солнца в какой-то день, а через g-число групп пятен, в которые эти пятна группируются, то W= K(10g + s) и будет число Вольфа. К - коэффициент, близкий к 1 (чаще К<1). Для каждого телескопа он свой и вводится для приведения в единую систему наблюдения на разных телескопах. В мировой практике используют суточные, среднемесячные и среднегодовые значения чисел Вольфа, или, как их еще называют, относительные числа солнечных пятен.

Существует много других индексов активности. Некоторые из них имеют больший физический смысл, чем числа Вольфа,- например, суммарная площадь пятен. Но числа Вольфа из-за простоты определения и имеющегося длинного ряда наблюдений все еще остаются популярным индексом.

Цюрихская классификация

До сих пор мы говорили о самых элементарных наблюдениях и измерениях солнечной активности. Теперь перейдем к более сложным вопросам. Начнем с развития группы пятен. По какому сценарию оно идет? Наиболее полная картина развития активной области представлена на рис. 24.

Сначала в межгранульном промежутке появляется одна маленькая темная пора, затем рядом возникают еще несколько пор. Некоторые из пор растут, вся группа занимает все большее пространство, у одной из пор (чаще в западной части группы, называемой головной) появляется полутень. Затем полутени возникают и в восточной - хвостовой части группы. Площадь группы растет, пятна усложняются. В одной большой полутени возникает несколько ядер. Группа достигла максимума развития. Обычно это происходит в течение нескольких дней. Затем наступает распад группы. Исчезают многочисленные поры, единая полутень распадается. Пятна приобретают круглую правильную форму. Оставшееся одно пятно может существовать еще в течение нескольких оборотов Солнца. Затем площадь его уменьшается, и он исчезает. Такая общая картина была разбита на этапы, представленные на рис. 24. Каждый этап назван одной буквой латинского алфавита. А вся эта система называется Цюрихской классификацией. Реальные группы пятен не всегда проходят все классы Цюрихской классификации. Так, большинство пор исчезает, достигнув класса А или В. Распад группы может наступить после любого класса. Существует несколько модификаций Цюрихской классификации. Одна из них представлена в табл. 5 и на рис. 24. Как видно из таблицы, для точной классификации нужно знать характер распределения магнитных полей в группе. Это требует специального оборудования, которым любители, как правило, не располагают. Но, так как более или менее крупные группы почти все биполярные, то, начиная с класса С, можно уверенно классифицировать группы и не зная распределения полярности. Трудности могут быть лишь при решении вопроса о группе классов А или В. В этих случаях можно следовать такому правилу: одиночная пора или несколько пор не вытянутых по долготе - класс А, вытянутые 50 по долготе поры - класс В. Таким образом, по подробным зарисовкам групп пятен можно определять их цюрихский класс, сравнивая зарисовки групп со стандартными примерами рис. 24