Obserwacje Słońca

NASZA GWIAZDA

Słońce, podobnie jak wszystkie gwiazdy, jest olbrzymią kulą silnie rozżarzonego, ale nadzwyczaj zagęszczonego gazu. Średnica tej kuli mierzy aż 1390 tysięcy kilometrów czyli jest prawie 109 razy większa od średnicy naszej planety. Kula ta w swej objętości zawiera tak wielką ilość materii, że można by w niej zbudować 333 tysiące planet tej wielkości co Ziemia. Średnia gęstość materii z której zbudowane jest Słońce, wynosi 1,4 grama na centymetr sześcienny. Ma ona właściwości jak to wykazały obserwacje i rozważania teoretyczne, silnie zjonizowanego gazu, zwanego plazmą. Atomy w takim gazie są pozbawione swych powłok elektronowych. Wielka ilość materii i stosunkowo jej duża gęstość sprawiają, że we wnętrzu Słońca temperatura dochodzi do 15 milionów stopni Celsjusza i panuje ogromne ciśnienie przekraczające 70 milionów atmosfer. Są tam wiec odpowiednie warunki do przemian jądrowych , polega ona na łączeniu sie czterech jąder wodoru w jedno jądro helu, w wyniku czego wyzwalają się ogromne ilości energii, którą Słońce tak szczodrze nas obdarowuje. Trwa to od miliardów lat i będzie trwało jeszcze co najmniej kilka miliardów lat, gdyż wodór stanowi około trzech czwartych ogólnej masy Słońca. Na hel przypada jedna piąta jego masy a reszta na pozostałe pierwiastki, głównie zaś na metale w stanie gazowym, które znajdują się w jądrze Słońca, mającym około 700 tysięcy kilometrów średnicy. W ciągu jednej sekundy Słońce traci w postaci promieniowania około 4 milionów ton swej masy. Ubytek ten stanowi przysłowiową "kroplę w morzu" w porównaniu z ogromną masą, jaka zawarta jest w kuli słonecznej.

PLAMY SŁONECZNE

Na powierzchni i we wnętrzu Słońca zachodzą burzliwe procesy, które obserwujemy w postaci plam, pochodni, protuberancji i rozbłysków chromosferycznych. Wszystkie te zjawiska są ze sobą ściśle związane a ich nasilenie zmienia się cyklicznie. Szczególnie duże nasilenie tych zjawisk określamy jako maksimum aktywności Słońca, najsłabsze zaś jako minimum jego aktywności. Najbardziej charakterystycznymi utworami na powierzchni Słońca są plamy, odkryte na początku XVII wieku przez trzech uczonych jednocześnie włoskiego fizyka Galileo Galilei, jezuitę niemieckiego Krzysztofa Scheinera i lekarza holenderskiego Jana Fabiciusza. Już pierwsi obserwatorzy stwierdzili, że plamy biorą udział w ruchu obrotowym Słońca. A ponieważ nie jest ono ciałem sztywnym, toteż poszczególne jego obszary wykazują różną szybkość jego ruchu. Na równiku okres obrotu wynosi około 25 dni, ale w pobliżu biegunów już około 33 dni. Plamy słoneczne pojawiają się zwykle w postaci małych, ciemnych obszarów, o średnicy około 2500 kilometrów. Rozwijają się w ciągu jednego lub dwóch tygodni, osiągając średnio 50 tysięcy kilometrów. Niekiedy zdarzają się prawdziwe olbrzymy. Typowa plama słoneczna składa się z ciemnego jądra i otaczającego ją półcienia. Są to obszary chłodniejsze od otoczenia i przez kontrast z jasną powierzchnią Słońca, której temperatura wynosi około 6000 stopni Celsjusza wydają się prawie czarne. Występują w nich lokalne pola magnetyczne o wielkim natężeniu, przekraczającym niekiedy 300 erstedów. Dla porównania należy dodać, że średnie pole magnetyczne Słońca ma natężenie tylko około jednego ersteda. Zazwyczaj plamy słoneczne nie występują pojedynczo , lecz w grupach składających się czasami ze stu lub więcej pojedynczych plam. Pojawiają się jedynie w dwóch pasach równoleżnikowych Słońca, położonych po obu strona równika. Nie są to twory trwałe, chociaż niekiedy jedna i ta sama grupa utrzymuje się przez kilka miesięcy. Liczba plam nie jest stała, ale zmienia się z roku na rok. Najwięcej jest ich w okresie maksimum aktywności Słońca, najmniej w okresie minimum jego aktywności. Zdarzają się nawet takie dni, w których nie widać ani jednej plamy. Cały zaś cykl plamo twórczy trwa około 11 lat. Jednym z mierników aktywności Słońca są właśnie względne liczby plam , zwane liczbami Wolfa.Dziś liczby Wolfa wyznacza się dla każdego dnia w roku na podstawie obserwacji, które są robione w wielu krajach świata w ramach "Służby Słońca". Służba taka istnieje również w naszym kraju przykładem jest Towarzystwo Obserwatorów Słońca.

 

GRANULACJA

 

 

Dwie cechy rzucają się w oczy w trakcie obserwacji Słońca : ziarnistość, czyli granulacja powierzchni i lekkie pociemnienie brzegowe dysku słonecznego. Są to cechy stałe, zawsze dostrzegalne. Granulacje odznaczają się nie trwałością poszczególnych jasnych ziaren, zanikają one w ciągu kilku minut, a na ich miejsce pojawiają się nowe. Dzięki temu obraz ziarnistości Słońca zmienia się całkowicie w tym krótkim czasie. Średnice poszczególnych jasnych granul nie przekraczają 2500 kilometrów, a najmniejsze miały średnice 100 do 200 kilometrów.

 

 

 PROTUBERANCJE

Jednym z objawów aktywności Słońca są także protuberancje, które w znacznym stopniu wiążą się z plamami, choć bywają też od nich niezależne. W białym świetle na tle tarczy słonecznej protuberancji nie widać. Chcąc je obserwować musimy się uciec do pomocy filtrów, podobnych do stosowanych w obserwacjach chromosfery. W czasie całkowitego zaćmienia Słońca widać protuberancje jako wystrzelające poza brzeg tarczy słonecznej rubinowe" wyskoki "na tle perłowo świecącej korony. Przeciętna długość oceniana jest na około 200 tysięcy kilometrów.


 

ZAĆMIENIA SŁOŃCA

Do najefektywniejszych zjawisk przyrody należą niewątpliwie zaćmienia Słońca. Pierwotni ludzie widzieli w tym zjawisku walkę dobra ze złem, światła z ciemnością. Toteż nic dziwnego, że na tym tle u wszystkich narodów powstało wiele pięknych mitów i legend. Zjawisko zaćmienia Słońca powstaje wtedy, gdy Księżyc znajdzie się między Ziemią a Słońcem i zasłoni jego tarczę. Gdyby poruszał się dokładnie w płaszczyźnie ekliptyki, zaćmienia słoneczne zdarzałyby się podczas każdego nowiu. Tak jednak nie jest, ponieważ orbita Księżyca nachylona jest względem ziemskiej orbity pod pewnym kątem i nie za każdym obiegiem nasz sąsiad kosmiczny zasłania tarczę słoneczną. Zwykle przechodzi niżej lub wyżej niej. Księżyc jest ciemnym ciałem i rzuca w przestrzeń cień. Stożek tego cienia ma długość 375 tysięcy kilometrów i jest dłuższy niż najmniejsza odległość Księżyca od Ziemi. Podczas zaćmienia Słońca wierzchołek cienia sięga w głąb naszego globu, a na jego powierzchni powstaje koło cienia o średnicy kilkuset kilometrów. Przesuwa on się wraz z Księżycem zakreślając na Ziemi pas o tej samej szerokości. Jest to obszar na którym obserwujemy całkowite zaćmienie Słońca, a po obu stronach tego pasa zaćmienia częściowe. Zdarza sie jednak niekiedy że Ziemia podczas zaćmienia znajduje się dalej od Księżyca, niż wynosi jego długość cienia .Wtedy wierzchołek cienia nie sięga do powierzchni naszej planety i wokół ciemnej tarczy Księżyca widzimy rąbek Słońca w postaci jasnego pierścienia. Zjawisko takie nosi nazwę obrączkowego zaćmienia Słońca.


Obserwacje Słońca prowadzę  od 1977 roku. Jak to wykonuję. Są dwa bezpieczne sposoby patrzenia na Słońce: projekcja obrazu na ekranie oraz bezpośrednia obserwacja przy użyciu filtra. Ja wybrałem projekcję na ekranie. Promienie słoneczne po przejściu przez okular tworzą na ekranie obraz Słońca o dużej średnicy nawet do 50 cm. Gdy tylko na Słońcu są plamy, klasyfikuję grupy wg.(Patryka S.McIntosza) zliczam ilość plam następnie obliczam liczbę Wofa R=k(10f+g) gdzie R jest liczbą Wolfa, f - liczbą grup, g - liczba wszystkich plam, k - współczynnik, we wzorze zależy od obserwatora i instrumentu, na początek należy przyjąć k = 1. Po wykonaniu tej czynności przystępuję do zaznaczenia grup plam na specjalnym do tego wcześniej przygotowanym szablonie w celu określenia ich współrzędnych i pomiaru średnic plam w grupach. Po tym wszystkim dalsze obliczenia wykonuję już przy komputerze za pomocą programu. Wszystkie dane zapisuję w swoim dzienniku obserwacyjnym, a po skończonym miesiącu przesyłam je do Towarzystwa Obserwatorów Słońca i do The British Astronomical Association - Solar Section ( Wielka Brytania ). Oprócz tego gdy są ładne grupy plam wykonuję zdjęcia które można obejrzeć w galerii.

UWAGA!  Obserwacje Słońca są niebezpieczne. Brak odpowiedniego zabezpieczenia oczu może spowodować uszkodzenie wzroku po najkrótszym nawet spojrzeniu na tarczę Słońca przez lunetę czy teleskop.

 

MOJE  MIESIĘCZNE  OBSERWACJE  SŁOŃCA

ROK 2016
grupa
     STYCZEŃ
         LUTY
      MARZEC
    KWIECIEŃ
          MAJ
    CZERWIEC
        LIPIEC
     SIERPIEŃ
    WRZESIEŃ
 PAŹDZIERNIK 
     LISTOPAD
    GRUDZIEŃ

 

 CODZIENNY OBRAZ SŁOŃCA

 

 WYKRES  ILOŚCI  OBSERWACJI  SŁOŃCA  W  LATACH  1977 - 2015

wykres

 

ŚREDNIA  LICZBA  WOLFA  MIESIĄCA  I  ROKU

 ROK  I II
III
IV
V
VI
VII
VIII
IX
X
XI
XII
R średnie
 1977 - -
-
 -  -  -  -  -  -  79,5  25 32
 45,5
1978 - 46,7 49,3 65,8 - - - - 76,3 85,4 49,6 76,3 64,2
1979  - 63,4
128,4
123,8
141,7
158,1
145,5
133,2
129,4
-
157
199
137,9
1980  148,4 149,8
111
129
120,1
119
78,1
110,2
157
133,5
-
72
120,7
1981 66,6 109,5
114,6
106,9
87,3
56,9
-
99,8
113,1
126,7
189
117,7
108
1982 79,6
122
143,1
100,6
69,5
109,3
105,1
107,4
139,3
96
-
-
107
1983 -
96,5
66,2
94,8
78,5
66
61,4
-
-
-
-
-
77,2
1984 25
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
25
1985 -
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
1986 0
10,5
4
26,9
11,5
0
11,7
5
14
20,1
8,8
0
9,3
1987 0
1,6
10,7
31,2
24,2
16,1
29,8
35,6
39
55,8
48
-
26,5
1988 -
-
-
63,6
37,7
71,2
79,1
85,7
73
110,6
123,5
-
80,5
1989 136,3
144,5
122,4
99,8
142
174,6
119,9
158,1
133,6
122,1
174,8
129,5
138,1
1990 159
130,9
141,8
117,4
119,6
129,5
120,2
127,5
106,7
116,4
97,5
101
122,2
1991 136,5
147
102,8
92,4
98
126,8
125,5
124,3
104,6
114
113,4
119,2
117
1992 108,4
145,9
90,3
96,5
62,8
102,7
65,1
60,1
65
71,6
64
75,4
83,9
1993 43,4
73,4
74,6
56,4
52,2
46,7
53
48
19,4
44,4
30,8
45,1
48,9
1994 95
41,3
30,5
21,2
21,5
25,5
31,2
22,8
31,5
52,4
30,1
16
34,9
1995 27,3
22,2
26
16,9
13
14
14,3
10,2
11,2
22,8
11
10,5
16,6
1996 1,7
5,6
10
5,5
10,2
16,1
7,7
13
2,7
0
7,5
8,4
7,3
1997 3,3
5,2
10,5
19,3
18,1
14,2
10,4
35,3
64,5
27
58
35,8
25,4
1998 46,5
36
75,1
57,2
60,7
83,2
78,1
102,4
121,1
66,1
95,5
79,2
75
1999 68,5
60,8
77,5
79,4
114
158
111
-
88,6
135,5
119,1
91,7
100,3
2000 107,9
145,4
191,6
186,2
155,9
170,1
219,4
156,8
110,3
114,5
140,5
123,2
151,8
2001 141,5
98,9
140,1
153,7
128
175
107,5
137,5
199,3
179,5
170
182,8
151,2
2002 155,8
146,2
121,6
167,2
170,7
105,8
131,2
156,3
183,8
134,2
130,1
122,8
143,8
2003 113,6
56,2
93,4
84
78,1
87,5
120,7
94,7
61
150,8
78,7
61,4
90
2004 55,6
80,1
60,4
51,1
61,5
53,8
72,3
56
45,3
67,5
57,3
20,5
56,7
2005 44,8
35,3
40,6
33,3
63,4
44,7
53,2
48,7
25,1
17,7
-
-
40,6
2006 22,9
4,6
8,8
60,1
29,4
26,8
29,1
24
18,8
18,3
25,6
24,9
24,4
2007 22,1
13,5
7,2
5,3
16,3
16,1
14,5
9,1
3,9
0,6
0
9,8
9,8
2008 4
2,8
14
1,4
0,8
3,6
0,5
0
0
4,2
5,7
2,5
3,2
2009 2
1,8
0
1,7
2,6
4,6
4,9
0
6,7
0
5,3
18,6
4
2010 21,5
19,8
21,8
7,4
11,6
17,9
19,5
25,7
34,7
21,5
41,2
15
21,5
2011 30,4
50
81,3
75,3
61,7
59,6
75,6
66,6
124,6
110,1
136,8
109,4
81,7
2012 90,8
49,5
98,3
101,1
96,9
86,7
122
114,2
94,4
94,8
115,5
64,6
94,1
2013 123,1 71,1 81,3 104,8 135,9 97 106,6 96,1 58,9 123,4 164,3  129,1  107,6
2014  146,7  172,9
124,8 127,8 117,1 118,8  152,7 127,1 151,5 102
137,3
148
 135,6
2015 88,2 73,3 55
47,3
83,2
84,1
73,8
66,7
65,5
50,7 61,8 55
61,5
2016 56,8 72,4 34,6
42,2
33,3
27,9
33,3
49,1
50,7
       

Liczba Wolfa- opracowana w 1849 roku przez szwajcarskiego astronoma i matematyka Rudolfa Wolfa określa poziom aktywności słonecznej, która przejawia się zmianą ilością plam i grup, a z tej wynikają zmiany liczby rozbłysków i parametrów wiatru słonecznego.

 

WYKRES  ŚREDNICH  ROCZNYCH  WARTOŚCI  LICZBY  WOLFA

wykres wolfa

Wykres przedstawia wieloletnie zmiany Liczby Wolfa, pokazuje okresowość tych zmian i ich przebieg oraz okres wzmożonej aktywności Słońca która występuje co 11 lat.

 

WYKRES  MOTYLA  XXIII  i  XXIV  CYKLU

wykres motyla 

Wypływanie pola magnetycznego podczas każdego cyklu aktywności koncentruje się w dwóch pasach, położonych po obu stronach równika słonecznego, przesuwających się stopniowo ku niemu. Pasy te rozciągają się początkowo aż do mniej więcej 45 stopni od równika, by następnie, w miarę upływu cyklu, zbliżać się do niego na odległość około 5 stopni.
Wykres przedstawiający zmiany czasowe położenia plam na tarczy Słońca nazywamy wykresem motylkowym z racji jego wyglądu, przypominającego skrzydła motyla.
Przesuwanie się pasów aktywności słonecznej ku równikowi można bardzo łatwo zaobserwować za pomocą projekcyjnej metody obserwacji Słońca, śledząc zmiany szerokości heliograficznej miejsc pojawiania się plam słonecznych na tarczy.