IN  SOLIS VITAE

©by Krzyszof Szatkowski

   

Observer: Krzysztof Szatkowski, Aleksandrów Łódzki

Instrument: Newton 100/1036 mm, pow. 50x, projekcja na ekranie 110mm,, wizualnie filtr badder.

Wykresy cykli aktywności słonecznej XXII i XXIII wg. moich danych obserwacyjnych

___ moje wartości Liczb Wolfa (R)  ___ wartości średnich konsekutywnych

Średnie miesięczne wartości liczb Wolfa (R) wg. moich danych obserwacyjnych

 

    Wykres motyla dla XXIII cyklu aktywności słonecznej 

 

  Horyzontalny Zegar słoneczny - mojej konstrukcji

                                                                                        

Nauka o Słońcu nie jest bez przyczyny. Słońce jest praktycznie jedynym źródłem energii dla Ziemi i dlatego istnieje na niej życie. Nauka o Słońcu dostarcza naukowego spojrzenia na słoneczną astronomię , fizykę nuklearną , fizykę jądrową , również technikę i przewidywanie słonecznych wybuchów i innych form aktywności słonecznej działających codziennie na życie na Ziemi. Słoneczna aktywność bezpośrednio wpływa na komunikację radiową , systemy elektroniczne , bezpieczeństwo astronautów przebywających w kosmosie , pracę satelitów na orbitach. Lepsza znajomość Słońca pozwala wiele skuteczniej zarządzać różnymi aspektami o zasobach ekologicznych w tym sposobach spokrewnionych z globalnymi i lokalnymi zmianami klimatu , uszczuplaniem się warstwy ozonowej , równomiernym rozkładem roślinności. Słońce jest jedyną gwiazdą , której możemy obserwować powierzchnię. Dlatego słoneczne badania są kluczem do poznania innych gwiazd. Zmiany aktywności słonecznej powodują zaburzenia w górnej warstwie atmosfery ziemskiej - zorze polarne , zakłócenia łączności radiowej. Istnieje związek między tymi procesami a różnymi zjawiskami w przyrodzie , jak np.: rozmnażanie się szkodników leśnych , nasilenie chorób zakaźnych , rozwój chorób psychosomatycznych.

Obserwacje Słońca prowadzę przy użyciu lunety (refraktora) - 70/457 mm, pow. 60 x z zastosowaniem metody projekcji okularowej. Metoda projekcji okularowej polega na zebraniu nie filtrowanego światła słonecznego przez teleskop i rzutowaniu go na ekran.

Głównym problemem w tej metodzie jest ogrzewanie się soczewki bądź lustra oraz okularu przez gorące powietrze biegnące w ścieżce między obiektywem a okularem. Refraktory czyli lunety soczewkowe są zwykle preferowane do takich obserwacji chyba, że reflektor - teleskop posiada specjalną budowę, czyli jest specjalnie zaprojektowany do słonecznych obserwacji. Jak wiadomo refraktor posiada z jednej strony soczewkę a z drugiej jego budowa zakończona jest okularem. Chociaż kolumna powietrza w jego rurze podgrzewa się podczas obserwacji Słońca istnieje mała szansa niespokojnej wymiany z powietrzem na zewnątrz. Z newtonowskim reflektorem jest inna sprawa. Jego tubus jest otwarty u góry i rozgrzana kolumna powietrza szybko przechodzi wymianę gorąca z zewnętrznym powietrzem. Także wtórne lustro znajdujące się w sąsiedztwie punktu skupiającego pozostaje bardzo gorące. To gorąco powoduje zmiany w optycznym kształcie lustra co w rezultacie prowadzi do pogorszenia obrazu. W obu typach instrumentów punkt skupiający pozostaje i tak bardzo gorący. Dlatego podczas takich obserwacji należy stosować przerwy mające na celu wychłodzenie się optyki. Reflektory ogólnie mają wyższy ogniskowy stosunek niż refraktory ( reflektory w przybliżeniu 1:4 do 1:8. refraktory 1:10 do 1:15 ) dlatego intensywność oświetlenia i w konsekwencji, ogrzewanie w punkcie skupiającym jest bardziej większe w reflektorach niż w refraktorach. W innych systemach takich jak Cassegraina , Schmidtta-Cassegraina i Maksutowa stosowane są często plastyczne komponenty, które są zlokalizowane na ścieżce promieni słonecznych, które łatwo mogą je stopić. Użycie zatem takich teleskopów do metody projekcji okularowej nie jest zalecane.

Rzutowanie obrazu tarczy słonecznej na ekran umożliwia obserwatorom, zobaczyć plamy słoneczne i pochodnie w absolutnie bezpieczny sposób. Jest to najprostsza metod obserwacji. Do obserwacji Słońca metodą projekcji, najlepiej stosować okulary typu Huygensa, Miitenzweya lub Ramsdena. Mocowanie ekranu przy lunecie powinno być dość solidne. Będzie się przecież na nim zaznaczać pozycję plam oraz rysować ich kształt. Komercyjne teleskopy są zaopatrywane w ekran słoneczny. Jednak ich mocowanie pozostawia wiele do życzenia. Kompletny ekran jest przymocowany do rury teleskopu za pomocą specjalnych uchwytów.  

Sam ekran najlepiej jak wykonany jest z lekkiego materiału np. aluminium. Na jego powierzchni mocuje się kartę z wcześnie narysowaną średnicą obserwowanej tarczy słonecznej. Do ekranu można ją przytwierdzić za pomocą spinaczy biurowych lub pinezek.

 

Bardzo ważną rzeczą jest to aby sam ekran projekcyjny był ustawiony pod kątem prostym do osi optycznej lunety - inaczej rzutowany obraz będzie zniekształcony a co za tym idzie wykonana obserwacja będzie bardzo niedokładna. Innym szkodliwym czynnikiem wpływającym na jakość samej obserwacji jest tzw. światło rozproszone. W tym celu należy wykonać coś na wzór kamery projekcyjnej - skrzynki lub walca osłaniającego nasz ekran projekcyjny. Obraz staje się wtedy bardziej kontrastowy, uwidaczniając bardziej szczegóły na powierzchni Słońca - pola pochodni, cienie plam i samo pociemnienie brzegowe. Dla teleskopów ze średnicami obiektywów od 5 do 10 cm zalecane są rzutowane średnice 11 cm, zaś dla teleskopów 12,5 cm i większych rzutowany obraz Słońca powinien mieć średnicę 15 cm . Aby nasze szkice były dokładne należy pamiętać o ustawieniu odpowiedniej odległości między ekranem a okularem wynikającej za zmian położeń rocznych Ziemi na orbicie wokółsłonecznej ( rzeczywista wielkość Słońca).  

Najlepszym czasem do obserwacji słonecznych są godziny od 1.5-3 godzin po wschodzie i 1-3 godzin przed zachodem naszej Gwiazdy Dziennej. Wtedy atmosfera bywa najspokojniejsza.

Należy unikać obserwacji z okna domu (niebezpieczeństwo spalenia firanek), a w przypadku tarasu zamykać drzwi wejściowe do pomieszczenia podczas obserwacji. Ma to na celu zmniejszenie turbulencji atmosferycznych. Nie wolno próbować bezpośrednio obserwować Słońca przez okular z założonym jakimkolwiek ciemnym filtrem! Filtr bardzo szybko nagrzeje się i pęknie, co grozi poważnym uszkodzeniem oka. Podczas obserwacji Słońca w projekcji przez okular stosować należy przerwy mające na celu wystudzenie optyki okularu. 

*  *  *

Swoje pierwsze obserwacje Słońca rozpocząłem w roku 1993. Był to okres kiedy powoli dobiegał końca 22 cykl aktywności słonecznej. ( Rmax – 1989 – R=160,8 , Rmin – 1996 – R=8,9 ). Istnieje wiele zjawisk fotosferycznych widocznych w świetle białym , które może obserwować każdy miłośnik astronomii. Obserwacje Słońca prowadzę za pomocą tzw. ekranu słonecznego , umieszczonego w odpowiedniej odległości za okularem. Przy tym sposobie , luneta ( teleskop ) zaopatrzona jest w pręt , do którego przymocowany jest ekran ( kawałek tektury lub innego materiału o białym kolorze ). Prowadzenie na wysokim poziomie obserwacji Słońca wymaga od obserwatora ciągłego monitoringu wyników własnych obserwacji w celu wyeliminowania zaistniałych niedociągnięć.

Co zatem można dostrzec na Słońcu za pomocą  65 mm lunety ?.

Są to plamy słoneczne ,widzialne czasami nawet gołym okiem , pochodnie (jaśniejsze niż fotosfera ) oraz granule przypominające gotujące się ziarna ryżu. W dużych plamach rozróżnić można na ogół czarny cień otoczony jaśniejszym półcieniem. Wskutek kontrastu z oślepiająco jasną fotosferą plamy wydają się bardzo ciemne , jednak w rzeczywistości świecą one jasno , gdyż temperatura ich jest wysoka ( 4300 – 4700 K). Plamy często osiągają rozmiary kątowe ok. 2’ , tj. 90 000 km ( a więc 7 razy większe od  średnicy Ziemi ). Przemieszczają się ze wschodniego brzegu Słońca ku zachodniemu , ujawniając tym samym obrót Słońca dookoła jego osi. Liczba plam , jak również względna wielkość zajmowanej przez nie powierzchni , stanowi charakterystykę aktywności słonecznej. Granule – bardzo nietrwałe twory świetlne , kształtu owalnego , pokrywają całą fotosferę jak gdyby ziarnistą siatką ( granulacja ). Przeciętnie mają 100 km. Temperatura granul jest średnio około 200 K wyższa od średniej temp. fotosfery , a jasność ich – ok. 30% większa. Pochodnie , mają postać włókien różnego kształtu około 1,5 raza jaśniejszych niż fotosfera . Dobrze widoczne są blisko brzegu tarczy , są też widoczne doskonale w świetle białym. Pochodnie znajdują się ponad granulami i zazwyczaj otaczają plamy. Można też je zauważyć poza plamami co następuje przed tworzeniem się lub po zniknięciu plam w tej okolicy. Plamy , pochodnie i pola pochodni stanowią obszary zwiększonej aktywności słonecznej i podlegają prawu 11-letniej okresowości.

Ruchome plamy

Na podstawie ruchu plam słonecznych oraz obserwacji innych szczegółów powierzchni Słońca stwierdzono , że Słońce nie obraca się jak ciało sztywne . Poszczególne fragmenty jego powierzchni poruszają się z różną prędkością . Najszybszy jest obrót w strefie równikowej – 25d,38. Na szerokości 15° czas pełnego obrotu wynosi 25d,50 , na szerokości 30° - 26d,53 , na szerokości 60° - 31d,0 , a  w pobliżu bieguna około 35d,0.  W 1844 roku niemiecki miłośnik astronomii aptekarz S. Schwabe odkrył periodyczność występowania plam na Słońcu. Średnio co 11,13 lat występuje maksimum liczby plam słonecznych. Odstępy czasu pomiędzy kolejnymi maksimami wynoszą od 7,3 do 17,1 lat. Już dawno stwierdzono , że plamy pojawiają się nie na całej powierzchni Słońca. Na początku każdego nowego cyklu plamy pojawiają się często parami po obu stronach równika , na szerokościach heliograficznych około ± 35°, przy czym na północnej półkuli Słońca pierwsza z plam każdej pary jest plamą z biegunem magnetycznym północnym , a druga z południowym. Plamy każdego rozpoczynającego się jedenastoletniego cyklu dostrzegamy najpierw z dala od równika. Ze wzrostem liczby plam zbliżają się one ku równikowi (prawo Spőrera) nie przekraczając jednak na ogół ±  6 ° szerokości heliograficznej . W pobliżu minimum plamy zanikają. Największa ich liczba pojawia się koło ± 16°. W następnym cyklu plamy znowu rozkładają się w pasie ±  35 ° szerokości heliograficznej . Zatem można zauważyć , że pełny okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 22 lata (cykl magnetyczny). Pojawienie się grup plam słonecznych jest związane ze zjawiskiem pochodni , rozbłysków . Rozwój tych zjawisk ma różne tempo i różną aktywność dla każdego obszaru . Plama rozwija się w obszarze pomiędzy granulami . Dokładny czas jej powstania jest trudny do podania. Bardzo duże plamy powodują pewne problemy w wyznaczaniu liczby Wolfa. Zdarza się , że półcień zawiera wiele cieni. Wykonana obserwacja Słońca wymaga opracowania na odpowiednim arkuszu sprawozdawczym. Podaje się tu czas obserwacji ( UT ) , liczbę Wolfa – R =k ( 10 g + f ) – gdzie g  jest ilością grup plam słonecznych na Słońcu i f całkowitą ilością plam we wszystkich grupach. W arkuszu znajduje się wartość kwalifikacyjna CV – wartość ta to liczba z zakresu od 1 do 60 przyporządkowana każdej odrębnej klasie wg systemu McIntosha. Czynnik CV jest powiązany z zaawansowaniem aktywności plamotwórczej samej grupy i jego wyznaczenie pokazuje wysokie powiązanie z innymi współczynnikami aktywności Słońca. Widoczność podczas obserwacji to bardzo ważny czynnik , który bezpośrednio wpływa na jakość obrazu tarczy słonecznej. Tutaj kieruje się określeniem ostrości obrazu ( widoczność struktury granulacji ). Określając powierzchnię grup plam słonecznych posługuje się specjalnym do tych celów szablonem. Są to zestawy kółek gdzie średnica szkicu plamy 5 mm na ekranie o średnicy 200 mm ( tarcza słoneczna ) odpowiada 625 mln km². Raport z miesięcznych obserwacji zawiera także dzienną liczbę z nasilenia pochodni fotosferycznych. Nasilenie pochodni fotosferycznych F określa się osobno dla każdej z czterech ćwiartek tarczy Słońca otrzymanych z przecięcia równika i południka środkowego. Jest to specjalna skala świadcząca o pokryciu danej z ćwiartek przez ilość pochodni. Bardzo ważną daną są pomiary heliograficznych pozycji plam słonecznych , pochodni itp. , które zapewniają informacje o tym co się pojawia na Słońcu i gdzie. Używając lunety z montażem paralaktycznym lub azymutalnym można prowadzić te pomiary stanowiące jedną z dłuższych części codziennych obserwacji.

Wspaniała różnorodność

Wyznaczanie pozycji plam ma wiele zalet. Znając położenie danej grupy możliwa jest jej identyfikacja następnego dnia albo w ciągu kolejnego obrotu Słońca. Stosuje się do tego szkic obserwacyjny , który wykorzystywany jest do określania pozycji plam przy użyciu do tego skonstruowanych siatek ortograficznych lub wykonuje się to bardziej wyszukaną metodą komputerową. Oprócz metody projekcji okularowej stosuje także do obserwacji bardzo ciemne ( słoneczne ) filtry okularowe , a od ponad roku specjalny filtr obiektywowy o nazwie MYLAR. Jest to cienka i bardzo delikatna folia , pokryta warstwą aluminium. Przepuszcza od 0,1 do 0,01 % światła słonecznego. Zapobiega to nagrzewaniu się optyki i redukuje w znacznym stopniu działanie promieniowania UV. Folię Mylar nakładam na otwór wejściowy teleskopu. Zastosowanie tego filtra umożliwia mi obserwację Słońca przy użyciu różnych powiększeń. Obraz widziany w okularze teleskopu prezentuje wspaniałą różnorodność tworów fotosfery. Dzięki zastosowaniu tego filtra możliwa staje się bardziej szczegółowa obserwacja granulacji. Pochodnie fotosferyczne dostrzec można na około 60 % powierzchni tarczy słonecznej. Jednak najbardziej absorbuje oko potęga i struktura plam słonecznych. Wykorzystanie filtru Mylar umożliwia obserwacje takich struktur jak świetlne mosty ( tzw. Light – Bridges ) , które przechodzą nad plamami. Powoduje to złudzenie że plama dzieli się na dwie części lub że półcień oddziela się od umbry. Filtr Mylar daje również możliwość obserwacji tak rzadkich zjawisk jak wewnętrzne jasne pierścienie występujące w plamach z półcieniami oraz fragmenty powierzchni wolne od granulacji.

Podsumowując chciałbym zaznaczyć , że mając do dyspozycji jakikolwiek sprzęt optyczny ( luneta , teleskop ), można się pokusić o prowadzenie obserwacji naszej gwiazdy dziennej. Każdego dnia na jej powierzchni zachodzą zmiany świadczące o jej aktywności. Wykorzystując opisane metody i filtry można przyczynić się w znaczny sposób do poznania procesów zachodzących na Słońcu a co za tym idzie uczestniczyć w badaniach , które są zajęciem niezwykle potrzebnym.  

 

  Sekcje słoneczne z którymi współpracuje

Towarzystwo Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego (POLAND) -

The British Astronomical Association - Solar Section (Wielka Brytania)    -

The American Association Of Variable Star Observers - Solar Section (USA) -  

CV-Helios Network (NORWEGIA) -

 

 

 

Program HelioKalk 4.5 - służy do wykonywania obliczeń związanych z amatorskimi obserwacjami zjawisk zachodzących na tarczy Słońca. W szczególności do obliczeń współrzędnych heliograficznych grup oraz plam słonecznych. Umożliwia także obliczanie aktualnych parametrów dotyczących położenia Słońca na sferze niebieskiej tj. deklinacja, rektascensja, długość ekliptyczna itp. łącznie z obliczeniami liczb Wolfa, powierzchnią grup plam słonecznych itd. Program przeszedł testy i błędy nie powinny raczej wystąpić. Porównanie wyników z innymi programami np. Heliov 2.0 może dać niewielkie odchyłki wynikające jak sądzę z zastosowania w nich innych algorytmów obliczeniowych. Aby program działał poprawnie należy w Panelu sterowania funkcja Ustawienia regionalne zakładka Data, ustawić format daty krótkiej na (rrrr-MM-dd), może też zajść konieczność ustawienia jako separatora dziesiętnego przecinka (,), a nie kropki (.). Najlepszą rozdzielczością do pracy z programem jest na monitorze 15" – 800x600, a na 17" – 1024x768, oczywiście można pracować w innych rozdzielczościach jednak nie zalecana jest rozdzielczość 640x480. W katalogu z programem po instalacji znajdą się m.in. pliki wymagane do pracy programu, są to: gridsun.hgg, dataobs.obs, HKDOC.htm. Zawierają one dane do kreślenia siatki heliograficznej, dane obserwatora oraz niniejszą pomoc. Program powstał w dużej mierze dzięki współpracy z Towarzystwem Obserwatorów Słońca (TOS) http://www.astronomia.net.pl/tos i został dostosowany do specyfiki prowadzonych w TOS obserwacji Słońca.

MOŻLIWOŚCI PROGRAMU HELIOKALK

1. Wyliczanie efemeryd słonecznych dla danego dnia w roku - P, Bo, Lo.
2. Obliczanie współrzędnych heliograficznych na powierzchni tarczy słonecznej (B , L).
3. Tworzenie szkicu z układem współrzędnych oraz jego zapis do pliku.
4. Zmiana położenia wydruku siatki szkicu.
5. Prędkość obrotowa danego miejsca na Słońcu.
6. Informacje o aktualnym do ustawionej daty obliczeń położeniu Słońca na niebie, oraz o odległości od Ziemi i widomą średnicę tarczy na niebie.
7. Obliczanie liczby Wolfa (R), współczynnika CV oraz ilości grup i plam na półkulach N i S.
8. Obliczenie powierzchni wszystkich grup w milionowych częściach tarczy słonecznej. 
9. Klasyfikacja Mc"Intosha.
10. Obliczenia azymutu, wysokości i innych danych z możliwością wprowadzenia swojej lokalizacji. 
11. Zamiany jednostek kątowych ze stopni w formacie dziesiętnym (ddd) na format stopnie, minuty, sekundy (dms) i odwrotnie 
12. .Zamiana jednostek kątowych stopnie, radiany i odwrotnie 
13. Obliczenia odległości kątowej z danych B i L 
14. Obliczenie odległości kątowej z danej odległości liniowej (wszystko dotyczy słońca) 
15. Obliczenie odległości liniowej w układzie współrzędnych prostokątnych (Kartezjańskich), z danych X,Y, przydatne do obliczeń prowadzonych bezpośrednio na kartce ze szkicem. 
16. Rysowanie tła pod szkicem dostosowane do sposobu tworzenia grafiki przez komputer. 
17. Zmianę grubości drukowanych linii siatki tzw. "grubość linii wydruku" od wartości 1 (tak jak do tej pory) do wartości 10 (czyli linii b. grubych). Są to jednostki związane z rozdzielczością drukarki (przydaje się dla osób posiadających nowoczesne drukarki o rozdzielczościach powyżej 2000 dpi). 
18. Wczytywanie zapisanego wcześniej raportu.

19. Zmiana grubości drukowanej linii równika słonecznego tzw. "grubość linii wydruku" od wartości 1 do 10.                               

20. Funkcja umożliwiająca przewidywanie ponownego pojawienia się grupy przy wschodnim brzegu tarczy Słońca.

21. Kalkulator.

22. Wydruk o dowolnej średnicy rzutowanego obrazu tarczy słonecznej, okręgu z siatką linii o ich różnym podziale.

23. Informacje z podstawowymi danymi o naszej gwieździe dziennej.

24. Możliwość wstawiania tzw. rastra (zdjęcia tarczy Słońca) pod siatkę w celu odczytu położeń grup plam słonecznych.

 

    Poniżej zdjęcia wykonane przeze mnie w słonecznym obserwatorium w Białkowie. Do ich wykonania użyłem aparatu Zenit 12XP, sprzężonego z koronografem i filtrem Halpha. Czas naświetlania 1 sekunda. Więcej o słonecznym obserwatorium w artykule poniżej. 

 Słoneczne Obserwatorium w Białkowie  

70 km na północ od Wrocławia , w miejscowości Białków , znajduje się Heliofizyczne Obserwatorium Katedry Astronomii Uniwersytetu Wrocławskiego. Z inicjatywy prof. Rompolta , w 1980 r. postawiony został pawilon mieszczący instrument do badań Słońca – koronograf . Wyposażony jest on w 53 cm obiektyw główny ( soczewkę ) , którego ogniskowa pierwotna wynosi 8 m. W ognisku głównym znajduje się blok Lyota – sztuczny Księżyc i diafragma wodna do odbierania nadmiaru energii cieplnej. Instrument zamontowany jest na montażu widłowym. Konstrukcja kratownicowa ma na celu zmniejszenie naporu wiatru. Światło poprzez oś polarną trafia na lustro diagonalne. Może ono kierować wiązkę światła do spektrografu lub po obróceniu o 180˚ , do systemu kamery filtru Hα.

Pierwszym elementem tego systemu jest filtr cieplny. Następnie światło napotyka filtr interferencyjno – polaryzacyjny , po czym wiązka przechodzi do kamery fotograficznej służącej jako wizjer. 

Pawilon dla koronografu zbudowany jest metodą modułową. Można go rozmontować i przenieść w inne miejsce. Przesuwany dach przykrywający instrument waży 17 ton i ma siłę , aby zimą zerwać oblodzenie. Pracujący tu astronomowie potrafią w ciągu 4 minut otworzyć instrument i wykierować na Słońce. Teleskop wykonany jest z duraluminium . Pomieszczenie pokrywa biała farba z dodatkiem dwutlenku tytanu. Instrumentarium zainstalowane w pawilonie było stopniowo rozwijane. Zainstalowano spektograf typu MS DP. Zbudowano także teleskop horyzontalny. Na zewnątrz przed pawilonem znajduje się jego celostat.

 

Służy on do obserwacji filtrogramowych Słońca a także jako teleskop prowadzący dla koronografu , z racji na jego małe pole widzenia. Koronograf wykorzystuje się do obserwacji patrolowych. Bierze on udział w akcjach wspólnych obserwacji pomiędzy satelitami i obserwatoriami naziemnymi. Są one cenne z uwagi na prowadzenie ich na różnych długościach fal , a więc można kompleksowo badać fizykę zjawisk. Koronograf w Białkowie jest największym tego typu instrumentem na świecie. Następny podobny instrument badawczy znajduje się w Stanach Zjednoczonych i ma średnicę 40 cm. Wadą koronografu w Białkowie jest jego zbyt niskie ustawienie nad poziomem morza , które wynosi tylko 128 m. Seeing atmosfery jest tu zbyt słaby. Miejsce usytuowania jest przypadkowe z racji na miłośnicze obserwatorium mieszkającego tu kiedyś właściciela. Można obejrzeć przez koronograf wiele efektownych protuberancji , obszarów aktywnych oraz plam słonecznych . Gorąco zachęcam wszystkich zainteresowanych tematem aktywności słonecznej , do odwiedzenia tej placówki.