VÝUKOVÁ AKTIVITA Výpočet sluneční aktivity. Wolfovo číslo.
Autoři: Dr. Miquel Serra-Ricart. Astronom, Institute of Astrophysics of Canary Islands. Mr. Juan Carlos Casado. Astrofotograf. www.tierrayestrellas.com, Barcelona. Mr. Miguel Ángel Pío Jiménez. Astronom. Institute of Astrophysics of Canary Islands. Dr. Vanessa Stroud. Astronomka. Faulkes Telescope.
1.- Přístrojové vybavení K aktivitě jsou potřeba digitální snímky sluneční fotosféry, pořízené dalekohledem. Je možné využít solární dalekohled, který nabízí evropský projekt GLORIA (ref 3-3), pozemní dalekohledy jako je projekt GONG (ref 3-2), případně i obrázky pořízené ve vesmíru (ref 3-1).
2.- Záznam sluneční aktivity Varování: Nikdy byste se neměli dívat přímo do slunce bez použití ochranných pomůcek, je to velmi nebezpečné. Přehled bezpečných metod pozorování najdete v ref 7. Skvrny přicházejí z východní části slunečního disku a pokračují směrem na západ. Vyskytují se kdekoliv mezi šířkami 5° a 40° (severní a jižní). Životnost skvrn je různá, od několika dní po několik týdnů. Při soustavném pozorování skvrn se zdá, že se skvrny pohybují, hlavní příčinu na tom má rotace Slunce. Skvrna se nikdy nevyskytuje na rovníku slunce, vždy je na severní nebo jižní polokouli. 3.- Wolfovo číslo V roce 1848 představil švýcarský astronom Rudolf Wolf metodu pro určení sluneční aktivity určením součtu viditelných slunečních skvrn, známého jako Wolfovo nebo Curyšské číslo (celosvětově také známé jako International Sunspot Number). I když bylo Wolfovo číslo doplněno kvalitativně lepšími kvantifikátory sluneční aktivity (jako je např. McIntoshova klasifikace ref 8), používá se prakticky nepřetžitě již od dob Galileových, tj. 400 let.
Předtím, než začneme určovat sluneční aktivitu pomocí Wolfova čísla, je třeba se seznámit s některými definicemi: Skupiny skvrn: Skupina skvrn (s penumbrou) a pórů, případně individuální póry, které jsou blízko u sebe a společně se rozvíjejí. Pro výpočet budeme uvažovat Curyšskou klasifikaci (viz sekce 4). Ložiska: Jako ložiska jsou označovány jak skvrny, tak jednotlivé póry. Například pokud ve skvrně rozlišíme dvě umbry, máme dvě ložiska.
1
Unipolární skupina: Skvrna nebo kompaktní skupina skvrn, jejichž maximální heliografická vzdálenost nepřesahuje 3º. Bipolární skupina: Dvě skvrny nebo skupina skvrn rozmístěných od východu k západu s heliografickou vzdáleností 3º. Wolfovo číslo (W nebo R) je možné vypočítat z následující rovnice:
R = k (10 G + s) kde k je statistický korekční faktor, zavedený mezinárodním koordinačním centrem (ref5), která koordinuje a analyzuje pozorování. Faktor bere v úvahu atmosférické podmínky a typ přístroje použitého pro pozorování (např. teleskop, binokulární dalekohled) a je obvykle menší než 1. Po naše účely budeme uvažovat k = 1. G reprezentuje počet viditelných skupin. s je počet všech skvrn (ložisek, jak bylo vysvětleno v předchozím textu). Minimální sluneční aktivita odpovídá Wolfovu číslu rovnému 0 (povrch Slunce je úplně čistý), následně nabývá hodnoty 11 (pro jednu skvrnu je G = 1, f = 1, takže R = 11). Od 11 následuje posloupnost přirozených čísel (12, 13, 14, atd.). Vydělením Wolfova čísla 15 je možné přibližně určit počet jednotlivých slunečních skvrn. Obrázky 2 a 3 znázorňují výpočet Wolfova čísla.
2
Obrázek 2. Výpočet Wolfova čísla ze snímku sluneční fotosféry (dalekohled sítě GONG, instalovaný na Observatorio del Teide, IAC). Oficiální hodnota Relative Sunspot Number byla pro daný den stanovena na 87 (SIDC, viz ref 5).
3
Obrázek 3. Výpočet Wolfova čísla ze snímku sluneční fotosféry (solární dalkohled TAD, Observatorio del Teide IAC). Oficiální hodnota Relative Sunspot Number byla pro daný den stanovena na 23 (SIDC, viz ref 5). 4.- Curišská klasifikace Výpočet Wolfova čísla je možný na základě určení počtu skupin slunečních skvrn (Curyšská klasifikace). Skvrny se obvykle objevují ve skupinách. V ideálním případě se jedna skupina skládá ze dvou skvrn s opačnou magnetickou polaritou, jsou protáhlé ve směru rovnoběžek, s mnoha menšími mezilehlými skvrnami a póry. Dobře rozvinutá skupina skvrn prochází všemi typy Curyšské klasifikace: A, B, C, D, E, F, G, H, J, občas skončí zpět ve skupině A. Typ F nebývá příliš častý a skvrny se většinou vyvinou z typů E až G. Mnoho skupin dosáhne pouze typu D a většina skončí na typech A, B a C.
4
Doba trvání může být od několika hodin u póru až po několik měsíců pro velmi rozvinuté skupiny. Type
Popis
Vývoj
A
Unipolární. Póry nebo malá skupina pórů bez penumbry.
Jeden nebo více spotů blízko u sebe. Na různých místech povrchu Slunce mezi 5° a 40°.
B
Bipolární. Větší skupina pórů bez penumbry, orientace většinou E-W.
Jeden nebo více pórů vzniká na východním nebo západním kraji předchozí skupiny. Počet pórů se zvyšuje v okolí těch, co vznikly nejdříve.
C
Bipolární. Skvrna s penumbrou se skupinou pórů.
Některé póry na koncích skupiny iniciují vznik penumbry. Nejzápadnější pór se často mění na skvrnu.
D
Bipolární. Dvě nebo více skvrn s mezilehlými póry. Délka skupiny pod 10°.
Jedna nebo více skvrn na opačných stranách, mezi nimi se formují nové póry. Póry mohou vznikat i ve skvrnách.
E
Bipolární. Skupina skvrn a mezilehlých pórů, délka mezi 10º a 15º.
Skvrny se tvoří v zóně uvnitř skupiny a skupina roste. Na opačné polokouli se může ve stejné šířce objevit nový systém.
F
Bipolární. Skupina skvrn a mezilehlých pórů. Skvrny jsou rozsáhlé a komplexní, délka skupiny je do 15º.
Skupina nepravidelně roste, objevují se světlé přemostění. Skvrny jsou nepravidelné a rychle mění tvar. Bipolarita se mění v multipolaritu. Skupina dosáhla maxima.
G
Bipolární. Skupina se skvrnami Začal rozpad skupiny. Zmizely mezilehlé soustředěnými kolem konců, bez póry, skvrny na koncích se zaoblují. mezilehlých pórů. Délka skupiny do 10°.
H
Unipolární. Skvrna s penumbrou, Póry a skvrny z jednoho konce zmizí (z větší než 2.5º. bipolární je unipolární), zbytek skrvrn a pórů zůstane soustředěn na jednom místě.
J
Unipolární. Skvrna menší než 2.5º.
s
penumbrou
Jedna nebo dvě malé skvrny, obvykle bez pórů.
Potíže. Potíže mohou vzniknout při porovnávání dvou zcela odlišných skupin skvrn, např. typ C s typem H. Pozorování vývoje skupiny může ovlivnit její klasifikaci, na výpočet Wolfova čísla by ovšem vliv mít nemělo.
5
Někdy je možné stanovit rozdíly mezi skupinami (D a E, E a F, F a G, H a J) pouze na základě jejich délky, doporučujeme proto použít šablonu, které zobrazuje poledníky a rovnoběžky Slunce. Pomocí takové šablony je pak možné určit skupinu v nejasných případech. Také může být obtížné určit, zda skvrny patří do jedné nebo více dvou skupin. K bezpečnému určení je třeba změřit magnetickou polaritu, ale mohou vám pomoci i zkušenosti nabyté pozorováním.
5.- References ref 1 - Observatoř SOHO ( http://sohowww.nascom.nasa.gov ) ref 2 - Síť dalekohledů GONG ( http://gong.nso.edu/ ) ref 3 - Snímky fotosféry slunce. 1.- z vesmíru (SOHO) http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/hmi_igr/1024/latest.jpg 2.- ze sítě pozemních dalekohledů (GONG) http://gong2.nso.edu/dailyimages/ 3.- robotický solární dalekohled - TAD http://users.gloria-project.eu (Solar Experiment) ref 4 - Images of Great Celestial Shows http://www.tierrayestrellas.com ref 5 - SIDC centrum, Royal Observatory of Belgium http://sidc.oma.be/index.php3 ref 6 - Space Weather Prediction Center -SWPC-, USA http://www.swpc.noaa.gov/ ref 7 - Bezpečné pozorování slunce http://www.cascaeducation.ca/files/solar_observing.html ref 8 - MacIntoshova klasifikace http://www.astrogea.org/divulgacio/sol_mcintosh.htm
6
