Визначення чисел Вольфа
Теоретичні відомості:
Активні процеси в атмосфері Сонця мають сильний вплив на верхню атмосферу та магнітосферу Землі, що в свою чергу проявляється в різних геофізичних, метеорологічних, біологічних явищах, таких як магнітні бурі та полярні сяйва, іоносферні бурі (через які порушується радіозв'язок), циклонічна діяльність в земній тропосфері, аномалії в розвитку рослин та поведінці тварин, поширеність захворювань та інше. Сонячна активність визначає стан навколоземного простору, де працюють космонавти та космічні автомати. Тому систематичні спостереження Сонця окрім науково інтересу мають велике практичне значення.
Сонячні плями - найбільш відомі та найдоступніші для спостережень прояви сонячної активності. Як правило, плями виникають групами. Сонячні плями, їх кількість та площа, характер групування та положення є найбільш важливими показниками активності Сонця та його геоефективності. Поява груп сонячних плям - найважливіша ознака початку розвитку активної області.
Окрема сонячна пляма з'являється у вигляді дрібнюсінької пори, що ледь-ледь відрізняється від темних проміжків між гранулами. За день пора розвивається в круглу темну пляму з різкою границею, діаметр якої поступово збільшується до розмірів в декілька десятків тисяч кілометрів. За три-чотири доби після появи великої плями навколо неї виникає менш темна півтінь, що має характерну радіальну структуру. Півтінь оточує центральну частину плями, що називається тінню. Центральна частина плями ("тінь") тільки здається чорною завдяки великій яскравості фотосфери. Насправді в центрі плями яскравість зменшена лише разів у 10, а яскравість півтіні складає приблизно 3/4 яскравості фотосфери. На основі закону Стефана-Больцмана це означає, що температура в плямі на 2-2,5 тис. К менше, ніж у фотосфері.
Кількість плям та інших, пов'язаних з ними проявів сонячної активності, періодично змінюється. Епоха, коли число центрів активності найбільше, називається максимумом сонячної активності, а коли їх зовсім або маже зовсім немає - мінімумом. В якості міри ступеня сонячної активності користуються так званими числами Вольфа, що пропорційні сумі загальної кількості плям f та числа груп g помноженого на 10: W=k(f+10g). Коефіцієнт пропорційності k залежить від потужності приймача а також особливостей ведення спостережень. Зазвичай числа Вольфа усереднюють (наприклад за місяць або за рік) та будують графік залежності сонячної активності від часу (див. Рис.1). З рисунку видно, що максимуми та мінімуми чергуються в середньому через кожні 11 років, хоча проміжки часу між окремими послідовними максимумами можуть коливатися в межах від 7 до 17 років.
В епоху мінімуму впродовж деякого часу плям на Сонці, як правило, зовсім немає. Потім вони починають з'являтися далеко від екватору, приблизно на широтах ±35°. В подальшому, як вперше помітив Керрінгтон, зона плямоутворення поступово спускається до екватору (закон Шперера). Однак, на ділянках віддалених від екватору менше ніж на 8°, плями зустрічаються рідко. У 1922 році англійський астроном У.Маундер запропонував наглядну діаграму метелика, що зображують залежність плямоутворювальної діяльності Сонця від часу (див. Рис.2).
В даній роботі пропонується дослідити поверхню Сонця та обрахувати значення чисел Вольфа для ряду зображень з
архіву SOHO. Завдяки великій кількості даних та їх неперервності стає можливим дослідження активності Сонця не тільки в межах кількох місяців або року але й відслідкувати повний цикл його активності (архів, що існує на даний момент охоплює більше 11 років спостережень).
Мета роботи:
Дослідити диск Сонця на предмет наявності плям на ньому, визначити кількість окремих плям та груп плям, зробити висновки щодо стану та стадії циклу активності Сонця.
Хід роботи:
1. Розглянути зображення сонячних дисків. Сонце розташовано на них таким чином, що його північний полюс знаходиться вгорі і вісь обертання проходить вертикально. Крім того, за наявності плям на диску Сонця вони можуть бути пронумеровані. Проте, як показує досвід, не обов’язково біля кожної плями може стояти числовий покажчик, тому не варто орієнтуватися лише на них.
2. Кожне зображення містить дату його отримання. Вона буде слугувати з одного боку часовою координатою, а з іншого – ідентифікатором зображення. Запишіть до другого стовпчика Таблиці1 відповідні дати отримання зображень в порядку зростання. Для зручності намагайтесь користуватися Юліанськими датами.
3. Ознайомившись з зображеннями, порахуйте, скільки окремих плям знаходиться на кожному зображенні. Намагайтесь враховувати найдрібніші плямки, проте не плутайте їх з дефектами зображень чи друку. Впишіть отримане значення кількості плям f до третього стовпчика Таблиці1.
4. Можна помітити, що іноді плями збираються в групи. Визначте кількість таких груп g на диску Сонця і запишіть результат до четвертого стовпчика Таблиці1. Слід пам’ятати, що, якщо поблизу плями немає інших плям, то така окрема пляма також вважається групою. Тобто всі окремі плями є окремими групами.
5. Порахуйте числа Вольфа за формулою W=f+10g і запишіть до п’ятого стовпчика Таблиці1.
6. Схематично побудуйте графік залежності чисел Вольфа від часу для наявних зображень. Що можна сказати про активність Сонця в цей період? На якій стадії свого циклу активності воно знаходиться?
7. Зробіть висновки щодо проробленої роботи.
Таблиця1
| № |
Дата |
f |
g |
W |
| 1 |
|
|
|
|
| 2 |
|
|
|
|
| 3 |
|
|
|
|
| ... |
|
|
|
|
