Projekce - zákres Sluneční fotosféry

Proč zakreslovat v době kosmických družic a digitálních snímků?

S kresbou sluneční fotosféry začal již před 400 lety Galileo Galilei a mnoho hvězdáren i samostatných pozorovatelů v této činnosti pokračují dodnes. Zákresy fotosféry mají velmi důležitou úlohu. Ukazují nám totiž, co je na Slunci vlastně "normální". Sluneční cyklus trvá zhruba 11 let a jeho hlavní příčinou je diferenciální rotace Slunce a magnetické dynamo, které stále nejsme schopni uspokojivě vysvětlit. Ačkoli se v dnešní době kosmických družic může zdát pokračovaní v zákresech sluneční fotosféry nesmyslné, tato metoda má ve vědě stále své místo.

Kosmické družice jsou technicky i finančně náročné projekty. Začali tedy až v době, kdy na ně lidstvo bylo technicky připraveno a mohou kdykoli skončit. Stačí aby se v budoucnosti neposílali další družice do kosmu. I tak nám tyto vyspělé technické přístroje ukazují pouze současný stav sluneční aktivity. Jejich data jsou vhodná hlavně na studium dynamických jevů. Pokud se ale budeme chtít zabývat vývojem slunečních cyklů v minulosti a jejich případnou budoucností, poskytnou nám družice jen velmi krátký časový balíček dat. Tady přicházejí na řadu právě naše kresby.

Sluneční fotosféra se zaznamenává pomocí zákresů již od počátku 17. století a to z ní dělá nejdelší řadu pozorování Slunce stejnou metodou.

V současné době končí 24. cyklus (počítáno od roku 1760) , dostáváme se do minima sluneční aktivity. Slunce existuje už 4 miliardy let a mezitím proběhlo mnoho cyklů. Informace o mohutnosti a pravidelnosti cyklů, můžeme částečně čerpat díky dendrochronologii, která informace získává z letokruhů stromů. Na detailnější analýzu jednotlivých cyklů nám to bohužel nestačí. Čím déle udržujeme metodu zákresu, tím více informací nám o slunečních cyklech přinese.

Před pozorováním

V zásadě je dobré dodržovat obecná pravidla, zvláště v případě, pokud chceme svá pozorování posílat na vědecké ústavy. Pro vlastní potřebu si můžeme zvolit vlastní konvenci, kterou je pak ale dobré dodržovat, aby materiál byl víceméně homogenní.

Slunce zakreslujeme do protokolů o průměru 25 cm, pokud to není z nějakého důvodu možné, zakreslujeme do polovičního, tedy 12,5 cm, kruhu. Dalekohled, na kterém zakreslujeme, by měl mít paralaktickou montáž s pohonem - v opačném případě jen velmi těžko kresbu zorientujeme a budeme se vědomě dopouštět velkých chyb v přesnosti zákresu. Dalekohled by měl mít průměr objektivu alespoň 5 cm a ohniskovou vzdálenost objektivu alespoň 80 cm. Při zakreslování se snažíme maximálně eliminovat přímé i boční světlo - například použitím clony nebo závěsu. Protože se průměr disku Slunce během roku mírně mění, měla by montáž mít možnost změnu vzdálenosti projekčního stínítka od okuláru, aby disk Slunce vždy plně zabíral vymezený kruh v protokolu.

Průměr obrazu v projekci by měl mít ideálně 25 cm, pokud to není technicky proveditelné, použijte průměr 12,5 cm. K zákresu jsou se používá formulář (který si můžete stáhnout zde, nebo si ho sami předkreslit), tužka s mikrotuhou 0,5 mm (tvrdost HB) a pro kresbu fakulových polí pastelka.

Vzdálenost stínítka od Slunce lze vypočítat jednoduchým způsobem: pro průměr obrazu 25 cm:

a = f·(1+F·0,000373)
b = f·(1+1/F·2683)

 Pro průměr obrazu 12,5 cm:

a = f·(1+F·0,000745)
b = f·(1+1/F·1342)

a - vzdálenost okuláru od ohniskového obrazu Slunce
b - vzdálenost okuláru od projekčního stínítka
f - ohnisková vzdálenost okuláru v cm
F - ohnisková vzdálenost objektivu v cm

Při zakreslování je potřeba maximálně využít denní dobu a jestliže nejsme v činnosti ničím omezeni (např. ranním odchodem do práce), vybírat si nejvýhodnější podmínky. Nejlepší pozorovací podmínky bývají ráno po východu Slunce a večer před západem, ovšem v dostatečné výšce nad obzorem, což si ověříme např. tím, že tvar slunečního disku bude opravdu kruhový, nikoli eliptický nebo mnohoúhelníkový, jak by to mohla způsobit refrakce těsně nad obzorem. Nejkvalitnější obraz bývá v době, kdy pozorujeme na obloze slabý zákal.

Postup zakreslování

  1. Dalekohled namíříme na Slunce (buď pomocí přímého pohledu s filtrem, nebo zcela bezpečně orientací podle stínu). Na stínítko dáme zakreslovací formulář (v dalším popisu se bude předpokládat, že používáme standardní předtištěný formulář).
  2. Vypneme hodinový stroj a necháme Slunce utíkat k západu (na formuláři naznačeno W - to je důležité, pokud bude utíkat např. k písmenu E, budou následující kroky postupu také proveditelné a přitom dostaneme špatný zákres - otočený o 180°) - tím se kresba nahrubo zorientuje.
  3. Na formuláři si načtrneme čáru spojující východní a západní bod Slunce, je označena jako E-W. Na tuto čáru pomocí jemných pohybů dalekohledu nastavíme nějakou skvrnu, obvykle se volí nějaká dobře patrná s ostrými okraji (bez penumbry) poblíž centra disku. Opět vypneme pohon dalekohledu a necháme skvrnu projít po čáře E-W. Pokud po této čáře nejde, natáčením formuláře toho docílíme.
  4. Znovu zapneme hodinový stroj montáže a vrátíme obraz Slunce přesně do kruhu předtištěného formuláře. Snažíme se, aby po celou dobu zaujímal obraz Slunce tuto polohu. Pokud zjistíme odchylku, ihned ji napravíme jemnými pohyby dalekohledem.
  5. Začneme zakreslovat. Délka zákresu by neměla přesáhnout 10 minut, protože Slunce rotuje a snižovali bychom tím přesnost odečtů poloh skvrn v zákresu. Pokud je stínítko vratké nebo chceme kresbu urychlit, zakreslujeme umbru i penumbru pouze obrysy a vyčernění doplníme dodatečně. Při zákresech je nutné dobře rozlišovat umbru a penumbru příslušným odstínem šedé barvy, případně umbru nechat černou a penumbru nakreslit jen obrysem. Fakulová pole zakreslujeme žlutou nebo červenou pastelkou a vykreslujeme jen obrysy. Abychom při kreslení vyloučili chyby papíru a zvětšili rozlišovací schopnost a ostrost obrazu, pomáháme si proužkem bílého papíru, kterým "šmrdláme" po kresbě a na základě toho doplníme jemnější detaily.
  6. Ke konci kresby ještě jednou pečlivě projdeme celý sluneční disk a dohledáme případné další detaily (zejména fakulová pole).
  7. Jako čas pozorování uvádíme střed intervalu, během kterého jsme zakreslovali. Čas uvedeme v UT (v zimním čase - 1 hodiny, v letním -2 hodiny)

Zpracování zákresu

Vyplňte kolonky předtištěného pozorovacího formuláře:

  • Datum a čas
  • místo pozorování, jméno pozorovatele
  • seeing: 1: patrny jsou jen větší skvrny, granulace není viditelná
                 2: patrny jsou i menší skvrny, chvílemi je viditelná i granulace
                 3: drobné skvrny jsou patrny, granulace je viditelná
                 4: dobře pozorovatelná granulace i póry
                 5: velmi dobře patrny veškeré detaily
  • číslo Carringtonovy rotace, L0  - heliografickou délku centrálního meridiánu v čase pozorování,  B0  - heliografickou šířku středu disku v pozorovacím čase, P - poziční úhel rotační osy Slunce - údaje lze pomocí aktuální hvězdářské ročenky vypočítat nebo použít aplikaci vytvořenou Observatoří Kanzelhöhe
  • číslo pozorování, na které si můžeme zavést libovolné vlastní číslování, obvyklé je pořadí v roce/rok
  • nyní zakreslíme do protokolu rotační osu Slunce - k zákresu rotační osy využijeme úhlovou stupnici po obvodu zakreslovacího protokolu a hodnotu pozičního úhlu. Pokud je P  kladné, vynášíme jej ve směru hodinových ručiček, pokud záporné, pak proti směru hodinových ručiček.


Dále provedeme seskupení skvrn do skupin (skvrny, které spolu vývojově souvisí; skupiny jsou typicky bipolární, tedy mají nejvyvinutější skvrnu zvanou vedoucí na nejzápadnějším okraji a pak druhou nejvyvinutější chvostovou na východním okraji). Skupiny dáme do chlívečků a očíslujeme; obvyklé je číslování od západu k východu od jedničky pro každou kresbu, nebo pořadovými čísly všech skupin od začátku roku (příp. od začátku všech pozorování apod.). Teprve potom se pustíme do dalšího vyplňování kolonek protokolu:

  • g je počet skupin skvrn, póry nepočítáme mezi skvrny
  • f je počet všech skvrn
  • R je Wolfovo relativní číslo, které vypočítáme jako R = 10g + f
  •  gc, fa Rje totéž jako předcházející, pouze pro centrální část disku (vnitřní kruh). Pokud skupina do centrální části patří jednou jedinou skvrnou, již ji počítáme úplně celou!
  • hodnota F je počet všech fakulových polí na kresbě


Nyní je potřeba pro každou skupinu určit její typ (podle McIntoshovy klasifikace) a počet skvrn a vypočíst jejich heliografické souřadnice.

 McIntoshova klasifikace

 

 

  První symbol - využívá Curyšskou klasifikaci mimo typu G a J 

Symbol  Popis
A Malá ojedinělá skvrna nebo unipolární skupina, žádná skvrna nemá penumbru; převážně krátká doba existence. 
B Bipolární skupina s menším počtem skvrn bez penumbry. Osa skupiny je většinou orientována ve směru E - W.
C Bipolární skupina s nevelkým počtem skvrn s penumbrou na jednom konci (většinou vedoucí skvrna).
D Bipolární protáhlá skupina s penumbrami na obou koncích, skupina nepřesahuje 10° heliografické délky. Je zřetelně patrná vedoucí a chvostová skvrna s jednoduchou strukturou. Patří sem také skupiny podobné C a H, ale penumbra hlavní skvrny musí přesahovat 5° v délce.
E Bipolární skupina s větším počtem skvrn, složité penumbry na obou koncích, možnost společné penumbry pro více umber; mezi hlavními skvrnami se vyskytuje mnoho skvrn, některé i s penumbrou; délka od 10° do 15° heliografické délky.
F Složitá bipolární skupina s mohutnými penumbrami na obou koncích, doplněná komplexem nepravidelných skvrn s penumbrami i bez nich; v délce přesahuje 15°heliografické délky.
H  Unipolární skupina s penumbrou; jestliže obsahuje další skvrny, nenacházejí se dále než 3° od penumbry hlavní skupiny.

 

Druhý symbol - penumbra největší skvrny, skvrna nemusí být nutně vedoucí

Symbol Popis
 x  žádná penumbra, šířka polostínové oblasti musí přesahovat alespoň tři úhlové vteřiny, aby mohla být klasifikována jako penumbra
r penumbra je nerozvinutá, na obrysu obvykle neúplná a nepravidelná
s asymetrická rozvinutá penumbra, v některých částech nemusí mít jasné hranice, celková velikost skvrny nepřesahuje 2,5° v heliocentrických souřadnicích
a symetrická penumbra vyskytující se všude kolem umbry, skvrna má celkovou velikost nepřesahující 2,5° v heliocentrických souřadnicích
h totéž jako a, ale skvrna je větší než 2,5°
k totéž jako s, ale skvrna je větší než 2,5°

 

Třetí symbol - rozložení skvrn v rámci skupiny

Symbol  Popis
x jednoduchá skvrna
o otevřená konfigurace - skupina skvrn obsahuje pouze vedoucí a chvostovou skvrnu
i přechodná konfigurace - mezi chvostovou a vedoucí skvrnou se vyskytuje spousta malých skvrn bez výrazné penumbry
c kompaktní konfigurace -  mezi chvostovou a vedoucí skvrnou se vyskytuje aspoň jedna skvrna s výraznou penumbrou

Heliografické souřadnice skvrn 

Pro každou skvrnu postupujeme takto: 

  • odměříme její poziční úhel Q měřený od severu přes východ v intervalu < 0°, 360°) a vzdálenost těžiště skvrny od centra disku vz (v milimetrech) (jak odečíst tyto údaje lze pochopit z obrázku zákresu)
  • vypočteme veličinu ρ danou vztahem:
                        
    kde R je poloměr zákresu v milimetrech 
  • vypočteme heliografickou šířku b a heliografickou délku l skvrny podle vzorců:

    \begin{displaymath} b=\arcsin{(\sin{B_0}\cos{\rho} +\cos{B_0}\sin{\rho}\cos{(P-Q)})} \end{displaymath}

     

    \begin{displaymath} l=(\arcsin{\frac{\sin{\rho}\sin{(P-Q)}}{\cos{b}}})+L_0 \end{displaymath}

     

  • získanou hodnotu vyneseme do tabulky v protokolu (není povinné)
  • V době moderní techniky již není úplně nutné počítat všechny tyto údaje ručně na kalkulačce nebo s tabulkou. Je naprosto přirozené napsat si na výpočet program, nebo se spolehnout na již napsaný software. Jedním z takových je program Sun od Petra Kubánka (pkubanek@bajt.cz), který pracuje pod systémem MS Windows 3.0 nebo vyšším. Zpracování zákresu v tomto programu je pak mnohem jednodušší.

    S tabulkou heliosférických souřadnic jednotlivých skvrn již můžeme zacházet různě.

 

V případě jakýchkoliv dotazů či nejasností kontaktujte Hvězdárnu Františka Pešty (slunce<at sign>hvezdarna-fp.cz) nebo Sluneční Patrolu hvězdárny v Ondřejově (sunwatch<at sign>asu.cas.cz).