УЧЕБНОЕ ЗАНЯТИЕ Расчет солнечной активности. Числа Вольфа

 УЧЕБНОЕ ЗАНЯТИЕ
Расчет солнечной активности. Числа Вольфа
Авторы: Доктор Мигель Серра-­‐Рикарт. Астроном из Института астрофизики Канарских островов. Г-­‐н Хуан Карлос Касадо. Астрофотограф из tierrayestrellas.com, Барселона. Г-­‐н Мигель Анхель Пио Хименес. Астроном из Института астрофизики Канарских островов. Доктор Ванесса Страуд. Астроном на телескопе Faulkes Мак-­‐Дональдской обсерватории . 1 - Инструменты
Занятие будет проводиться с помощью цифровых изображений фотосферы Солнца,
полученных с телескопа. Европейский проект GLORIA предлагает для общественного
пользования солнечный телескоп (см. ссылку ref 3-3). Кроме того, можно использовать и
другие наземные телескопы, например, включенные в проект Global Oscillation Network
Group (GONG) (ref 3-2) или же снимки, сделанные из космоса (ref 3-1). 2 -­‐ Регистрация активности солнечных пятен Внимание: Никогда не смотрите на солнце невооруженным глазом. Это очень опасно.
Наблюдения должны проводиться безопасным способом (см. ref 7).
Солнечные пятна появляются на востоке солнечного диска и движутся к западу. Они
появляются между широтами 5° и 40° (как северными, так и южными). Продолжительность
жизни солнечных пятен может варьироваться от нескольких дней до нескольких недель.
Видимое смещение пятен по диску происходит из-за вращения Солнца, хотя некоторые
пятна и могут демонстрировать и небольшие собственные движения. Пятно никогда не
пересекает экватор Солнца, оно всегда остается в одном из полушарий, либо северном, либо
южном. 3 -­‐ Число Вольфа В 1848 году швейцарский астроном Рудольф Вольф предложил метод регистрации
солнечной активности путем подсчета количества видимых пятен. Это число с тех пор
известно как число или индекс Вольфа или “цюрихское число” (также известно во всем мире
как «международное число солнечных пятен»).
Хоть этот метод и качественный (существуют и другие методы, дополняющие или
заменяющие индекс Вольфа, например, подсчётом площади пятен, или Макинтош, ref 8),
его преимуществом является то, что Вольфу удалось по косвенным данным восстановить
значения количества пятен вплоть до момента первых телескопических наблюдений
Галилея, и благодаря этому индекс активности Вольфа является непрерывным с тех пор
вплоть до настоящего времени, покрывая интервал уже около 400 лет.
Перед тем как приступить к определению солнечной активности с помощью чисел Вольфа,
необходимо ввести некоторые понятия, важные для получения правильного индекса
активности.
1 Группы пятен: Группа пятен (с полутенями) вместе с порами, или отдельные поры,
расположенные близко друг к другу и эволюционирующие совместно. В наших расчётах мы
будем следовать Цюрихской классификации (см. Раздел 4.).
Очаги: очагами называются как пятна, так и отдельные поры. Например, если в пятне
различимы две тени, то у нас есть 2 очага.
Однополярная Группа: пятно, или компактная группа пятен
гелиографическим расстоянием между границами, не превышающем 3º.
с
максимальным
Биполярная группа: два пятна или группа, состоящая из нескольких пятен и
простирающаяся с востока на запад с гелиографическим расстоянием больше 3º.
Число Вольфа (W или R) получается из следующего выражения:
R = k (10 G + s)
где k - статистический поправочный коэффициент, который применяется Международным
координационным центром (ref5), координирующим и анализирующим наблюдения
Солнца. Данный коэффициент учитывает атмосферные условия и тип инструмента,
используемого для наблюдений (например, телескоп или бинокль) и его значение как
правило меньше единицы. Для этого занятия мы можем использовать k = 1.
G представляет собой количество видимых групп. Изолированная пара считается и очагом,
и группой.
s - это общее количество очагов всех пятен, как объяснялось ранее.
Минимальная активность или наименьшее число Вольфа равно 0 (поверхность Солнца при
этом абсолютно чистая), затем увеличиваясь сразу до 11, т.к. одна группа на солнечном
диске с одним очагом даст G = 1, f = 1, следовательно, R = 11. За 11 следуют
последовательные значения натуральных чисел (12, 13, 14 и т.д.). Мы можем примерно
рассчитать количество отдельных пятен на поверхности Солнца, разделив число Вольфа на
15. На Рисунках 2 и 3 приведены примеры расчета числа Вольфа.
2 Рис. 2. Определение числа Вольфа по изображению фотосферы Солнца, полученному на
телескопе GONG
(NSO, США), установленном в Обсерватории Тейде (Институт
Астрофизики Канарских островов, IAC). Официальное число (относительное число
солнечных пятен), предоставленное SIDC (см. ref 5) для выбранного дня составляло 87.
3 Рис. 3. Расчет числа Вольфа для изображения фотосферы Солнца, полученного на телескопе
TAD обсерватории Тейде (IAC). Официальное число (относительное число солнечных
пятен), предоставленное SIDC (см. ref 5) для выбранного дня составляло 23.
4.- Цюрихская классификация
Подсчет количества групп для расчета числа Вольфа основан на цюрихской классификации
солнечных пятен.
Пятна обычно появляются группами. В идеальном случае группа состоит из двух пятен с
противоположной магнитной полярностью, расположенных вдоль одной параллели, с
несколькими более маленькими пятнами и порами между ними. Следуя цюрихской
классификации, хорошо развитое пятно эволюционирует через все типы: A, B, C, D, E, F, G,
H, J, завершив, наконец, в А, но это случается редко. Пятна типа F редки, обычно пятна
проходят эволюцию от типа E до G. Многие группы достигают лишь типа D и большинство
завершают свой жизненный цикл как тип А, В и С.
4 Жизненный цикл группы может составлять от нескольких часов для поры до нескольких
месяцев для наиболее развитых групп. Ниже приведено описание типов солнечных пятен.
Тип
Описание
Эволюция
A
Однополярные. Пора или небольшая Одна или несколько пор возникают очень
группа пор без полутени.
близко друг к другу в любом месте
солнечной поверхности между широтами от
5° до 40°.
B
Биполярные. Большая группа пор без Одна или несколько пор возникают к
полутени,
как
правило, востоку или западу от предыдущей группы
протянувшаяся с востока на запад.
(биполярная система). Количество пор
возрастает вокруг того места, где появились
первая и вторая поры.
C
Биполярные. Пятно с полутенью с Некоторые поры на концах группы
группой пор.
инициируют образование полутени. Самая
западная пара часто становится пятном
(основное пятно).
D
Биполярные. Два или более пятен с
порами между ними. Протяжённость
группы
не
превышает
10°
гелиографической широты.
E
Одно или несколько пятен образуются на
противоположной стороне от той, где
появилось первое. Новые поры образуются
между двумя пятнами, поры могут также
образовываться и внутри пятна.
Биполярные. Группы пятен и Пятна образуются в промежуточной зоне, и
промежуточные
поры. протяженность группы увеличивается.
Протяжённость группы от 10º до 15º. Новые пятна могут образовываться на
концах группы. Протяженность составляет
не менее 10°. Новая система может
появиться на той же широте в
противоположном полушарии.
F
Биполярные. Группа пятен и средних
пор.
Пятна
обширные
и
сложные.
Протяженность группы более 15º
гелиографической широты.
Группа продолжает неравномерно расти.
Появляются проекции пор и яркие мосты.
Пятна неправильные, их форма быстро
меняется. Возникает биполярность и
многополярность. Это максимум.
Протяженность группы составляет по
меньшей мере 15°.
G
Биполярные. Группа распадается с
пятнами
по
краям
без
промежуточных
пор.
Протяженность группы менее 10°.
Начинается распад группы. Промежуточные
поры и пятна исчезают, пятна на краях
округляются и восстанавливается
биполярность. Протяженность группы
составляет около 10º.
5 H
Однополярные. Пятно с полутенью Поры и пятна исчезают с одного края,
размером
более
2,5º биполярность исчезает, и одно или более
гелиографической широты.
пятен с порами или без пор остаются
сосредоточенными в одной области.
Протяженность группы составляет более
2,5°.
J
Однополярные. Пятно с полутенью Одно или два маленьких пятна, как правило,
меньше
2,5º
гелиографической в соседстве с ними нет пор, протяженность
широты.
менее 2.5°.
Сложности. Некоторые сложности могут возникнуть при попытках найти различия между
двумя совершенно разными типами групп, например, между типом С и типом H.
Наблюдение за эволюцией групп может помочь с их классификацией. Однако это не влияет
на подсчет числа Вольфа.
Иногда различия между одним и другим типом (D и E, E и F, F и G, H и J) могут быть
установлены только по степени протяженности группы. Мы рекомендуем использовать
шаблон, который показывает меридианы и параллели Солнца для определения размера
групп, классификация которых может быть неоднозначной.
Помимо этого, может оказаться трудным выяснить, соответствует ли набор пятен или очагов
одной или двум группам. Для того чтобы это установить, необходимо измерить их
магнитные полярности, но опыт и наблюдения в последующие дни помогут с вашим
решением.
5.- Ссылки
ref 1 – Обсерватория SOHO ( http://sohowww.nascom.nasa.gov )
ref 2 – Сеть телескопов проекта GONG ( http://gong.nso.edu/ )
ref 3 - Изображения Солнца (фотосферы) из интернета.
1.- Из космоса (спутник SOHO)
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/hmi_igr/1024/latest.jpg
2.- С сети наземных телескопов (GONG)
http://gong2.nso.edu/dailyimages/
3.- Изображения Солнца (фотосферы) с помощью автоматического солнечного
телескопа - TAD - (Teide Observatory, IAC) из проекта GLORIA http://users.gloriaproject.eu (Солнечный эксперимент )
ref 4 – Изображения Великих Небесных Представлений http://www.tierrayestrellas.com
ref 5 - Центр анализа данных о влиянии Солнца -SIDC-, Королевская Обсерватория Бельгии
http://sidc.oma.be/index.php3
ref 6 - Центр прогнозирования космической погоды -SWPC-, США
6 http://www.swpc.noaa.gov/
ref 7 - Безопасные наблюдения Солнца
http://www.cascaeducation.ca/files/solar_observing.html
ref 8 - Классификация MacIntosh http://www.astrogea.org/divulgacio/sol_mcintosh.htm 7