Předzpracování fotosférické kresby

Předzpracování spočívá ve vyplnění většiny kolonek předtištěného pozorovacího formuláře. Vyplňujeme:

• místo pozorování, tedy název nebo souřadnice pozorovací stanice
• jméno a příjmení pozorovatele
• číslo rotace, které najdeme v tabulkách (např. v Hvězdářské ročence v oddílu Slunce)
• ${\bf L_0}$ heliografickou délku centrálního meridiánu v čase pozorování
• ${\bf B_0}$ heliografickou šířku středu disku v pozorovacím čase
• P poziční úhel rotační osy Slunce

  Hodnoty všech tří veličin najdeme například v Hvězdářské ročence v oddílu Slunce, zde jsou však pro půlnoc světového času, tudíž na čas pozorování musíme tyto hodnoty interpolovat; interpolovanou hodnotu zaokrouhlíme na jedno desetinné místo. Hledanou hodnotu $H$ pro čas $t$ vypočítáme interpolací mezi tabelovanou hodnotu $H_1$ předchozí a $H_2$ následující ($H_1$ a $H_2$ jsou v čase vzdáleny o $T$) podle vzorečku:
  

  $$H=H_1+\frac{t}{T}(H_2-H_1)$$
  
  
  Bližšímu pochopení snad pomůže následující příklad:

  Pozorovali jsme Slunce například 7. července 2000 a pozorovací čas uvedený v protokolu je 9:15 UT.

  V Hvězdářské ročence najdeme hodnoty $L_0$, $B_0$ a $P$ pro minulou a následující půlnoc. Najdeme tedy:

  Datum	$L_0$	$B_0$	$P$
  7. července 2000	46.7	3.6	0.2
  8. července 2000	33.4	3.7	0.6

  Výpočet například pro heliografickou délku centrálního meridiánu provedeme následovně:
  
  $$L_0=46.7+\frac{09:15}{24:00}(33.4-46.7)=46.7+\frac{9.25}{24}(33.4-46.7)=41.6$$
  
  
  Podobně pro heliografickou šířku středu slunečního disku a poziční úhel:
  
  $$B_0=3.6+\frac{09:15}{24:00}(3.7-3.6)=3.6+\frac{9.25}{24}(3.7-3.6)=3.6$$
  
  
  
  
  $$P=0.2+\frac{09:15}{24}(0.6-0.2)=0.2+\frac{9.25}{24}(0.6-0.2)=0.4$$
  
  
  Problémy při výpočtech $L_0$ mohou vznikat v okamžiku, kdy v čase kolem pozorování zrovna dochází k začátku nové rotace, pak musíme hodnotu heliografické délky opravit o vhodný násobek 360$^{\circ}$.

  Vezměme si například situaci o pár dní později. Řekněme, že zákres pochází z 10.7.2001 10:00 UT. V Hvězdářské ročence najdeme pro heliografické délky středu slunečního disku tyto hodnoty:

  Datum	$L_0$
  10. července 2000	7.0
  11. července 2000	353.8

  Abychom se vyhnuli skoku z 0$^{\circ}$ na 360$^{\circ}$, připočítáme k první hodnotě opravu 360$^{\circ}$. Získáme pozměněnou tabulku:

  Datum	$L_0$
  10. července 2000	367.0
  11. července 2000	353.8

  S těmito hodnotami již operujeme tak, jak jsme zvyklí:

  
  

  $$L_0=367.0+\frac{10:00}{24:00}(353.8-367.0)=367.0+\frac{10.0}{24}(353.8-367.0)= 361.5$$
  
  
  Tuto hodnotu opravíme do intervalu $<0^{\circ}, 360^{\circ})$ odečtením 360$^{\circ}$. Výsledná hodnota $L_0$ je tedy 1.5.

• číslo pozorování, na které si můžeme zavést libovolné vlastní číslování, obvyklé je pořadí v roce/rok
• datum, čas, pozorovací podmínky a obraz již máme vyplněné

Nyní zakreslíme do protokolu rotační osu Slunce a sluneční rovník. K zákresu rotační osy využijeme úhlovou stupnici po obvodu zakreslovacího protokolu a hodnotu $P$, kterou jsme si již spočítali. Pokud je $P$ kladné, vynášíme jej ve směru hodinových ručiček, pokud záporné, pak proti směru hodinových ručiček. Sluneční rovník bude na tuto osu kolmý a bude procházet středem zakreslovacího kruhu.

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 $R=10g+f$
• ${\bf g_c}$, ${\bf f_c}$ a ${\bf R_c}$ je totéž jako předcházející, pouze pro centrální část disku (vnitřní kruh). Pokud skupina do centrální části patří jednou jedinou skvrnou, již ji počítáme úplně celou!

  Někdy se počty skupin, skvrn a relativní čísla určují ještě zvlášť pro severní (indexy N) a jižní (indexy S) hemisféru disku, na ty však nejsou vyhrazeny kolonky a vepíšeme je ručně někam do formuláře. Pokud skupina překračuje rovník, přiřadíme ji na tu polokouli, na které leží větší svou polovinou.

• hodnota F je počet všech fakulových polí na kresbě

Dále pro každou skupinu určíme její typ (podle McIntoshovy klasifikace) a počet skvrn a údaje zapíšeme ke skupině ve tvaru zlomku (typ/počet skvrn).

McIntoshova klasifikace:

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$^{\circ}$ 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$^{\circ}$ 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$^{\circ}$ do 15$^{\circ}$ 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$^{\circ}$ heliografické délky.

H

Unipolární skupina s penumbrou; jestliže obsahuje další skvrny, nenacházejí se dále než 3$^{\circ}$ od penumbry hlavní skupiny.

Při klasifikaci by mohl napomoci následující obrázek:

Někdy se ještě klasifikuje největší skvrna ve skupině a rozložení skvrn ve skupině, tyto údaje se vepisují malými písmeny vedle typu skupiny.

Největší skvrna ve skupině:

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

a

asymetrická rozvinutá penumbra, v některých částech nemusí mít jasné hranice, celková velikost skvrny nepřesahuje 2,5$^{\circ}$ v heliocentrických souřadnicích

s

symetrická penumbra vyskytující se všude kolem umbry, skvrna má celkovou velikost nepřesahující 2,5$^{\circ}$ v heliocentrických souřadnicích

k

totéž jako a, ale skvrna je větší než 2,5$^{\circ}$

h

totéž jako s, ale skvrna je větší než 2,5$^{\circ}$

Rozložení skvrn ve skupině:

x

samostatná skvrna

o

plošné rozložení skvrn, oblast mezi vedoucím a chvostovým koncem skupiny je bez skvrn, takže se skupina dá zřetelně a bez problémů rozdělit do dvou oblastí s opačnou magnetickou polaritou

i

střední rozložení skvrn, mezi vedoucím a chvostovým koncem leží několik skvrn bez penumbry

c

kompaktní rozložení skvrn, mezi vedoucím a chvostovým koncem leží mnoho velkých i malých skvrn, ze kterých má alespoň jedna penumbru; extrémem této skupiny je oblast, ve které jsou všechny skvrny uložené v jedné penumbrální oblasti

Při klasifikaci by mohl pomoci následující obrázek: