Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 65
Текст из файла (страница 65)
Определение координат и площадей пятен. В практике Службы Солнца и каталогах солнечной активности применяется кэррингтоновская система 'координат. Это чисто условная система сферических координат, жестко связанная о экватором Солнца и вращающаяся вместе о ним е видимой (синодической) скоростью вращения, в среднем равной 13',2 в сутки. Вследствие наклона оси вращения Солнца к плоскости эклиптики на угол T,15 и движения Земли по орбите в течение года э!б непрерывно меняется широта В„центра солнечного диска и угол наклона Р оси вращения Солнца к направлению центрального меридиана. Величины „Ри 7.~ — кэррингтоновская долгота центрального меридиана — публикуются в Астрономическом Еже годнике и Астрономическом Календаре (Переменная часть) в разделе эфемерид для физических наблюдений Солнца.
Для определения координат пятен используют набор ортографических сеток (см. вкладку) для значений В, = О, ~ 1', ... ~ 7'. С целью более точного измерения координат необходимо иметь набор таких сеток диаметром 25 — 50 см. Точность измерения координат с помощью сеток колеблется в пределах от 0' до О,'5. Наибольшая ошибка определения широты гр, равная 0',5, иногда может быть у деталей, расположенных вблизи центра диска.
Причиной ошибки в этом случае является несоответствие выбранной координатной сетки истинному значению В,. Точность измерения долготы Х уменьшается по направлению к лимбу, вблизи которого она составляет 1 — 2' (для гЯ ъ 0,95). В исследовательских работах координаты пятен, измеренные вблизи лимба, очень часто просто не учитываются. Досточно высокая точность измерения долгот достигается в пределах центрального круга радиусом гl!с ~ 0,7. При измерении координат пятен и факелов нет смысла добиваться очень высокой точности. Предел точности измерения ~р и Х не может превышать разрешающую способность телескопа, равную 1",0 (см. выше) и точность фиксации центра тяжести пятна или факела, равную 0',1. Поэтому нзмерения <р и Х достаточно выполнять с точностью 0',1 (О',1 = 1,22 тыс.
км = 1",7). Использование ортографических сеток диаметром 25 — 50 см н соблюдение ряда дополнительных мер позволяет очень быстро измерять координаты пятен ~р и Х с точностью до 0',1. Техника измерения координат следующая. Изображение фотогелиограммы проектируется на ортографическую сетку, которая ориентируется так, чтобы линия экватора была параллельна суточной нити. Затем сетка поворачивается на угол Р.
Если он положительный, то северный полюс сетки нужно повернуть к востоку на величину, равную Р, а если Р— отрицательный„то сетка поворачивается к западу. Положение детали А (рис. 136) определяется относительно точки В, расположенной на пересечении линий сетки. Координаты точки В: срз — — +20',О, !з = +20',0 считываются непосредственно.
Затем определяются прибавки к координатам: Чл = +%в+ б~р = +25',2, !л — — +!в+ 5! = -1-26',2. Для измерения бр и б! необходимо пользоваться метрической линейкой, которая располагается параллельно координатным линиям. Гелиографическая долгота Х находится по формуле к=7. +1, 3!7 где 1.е — кэррингтоновская долгота центрального меридиана Солнца, рассчитанная для момента получения снимка о помощью Астрономического Ежегодника (календаря).
Величина 1 считается положительной к западу и отрицательной к востоку. Для определения площадей пятен можно использовать прямоугольные сеточки — палетки, помещаемые в поле зрения измерительных микроскопов. Определение площади сводится к подсчету числа клеточек, занятых пятном. Площадь наименьшей Я +7' У Рис. 1Зб. К онределенюо координат деталеб солнечного диска. клеточки должна составлять примерно 5.10-б площади солнечного диска. Фотометрические измерения. Фотографии Солнца позволяют измерять относительный контраст деталей и затем рассчитать их температуру, Для организации фотометрическнх работ в дополнение к телескопу нужно иметь ступенчатый ослабитель и микрофотометр.
Девятиступенчатые платиновые ослабнтели выпускаются Ленинградским оптико-механическим объединением. Ослабитель закрепляется внутри вкладыша, устанавливаемого перед кассетой. Изображение ослабителя впечатывается рядом о изображением Солнца. Для этого сначала делаетея обычный снимок. Затем в кассетной части устанавливается вкладыш о ослабителем и на 316 той же пластинке при том же времени экспозиции впечатывается изображение ослабителя. Кроме снимка о обычной экспозицией, делается снимок околосолнечного ореола о увеличенной в 10 раз выдержкой.
Его также калибруют с помощью ослабителя. Изображение ослабителя используется для построения характеристической кривой (1), служащей для определения относительной интенсивности двух деталей 1'/1. При использовании высококонтрастных пластинок точность измерения относительной интенсивности составляет 0,2%. Измеренная с помощью фотогелиограммы относительная интенсивность 1'/1 пятна в дальнейшем должна быть исправлена для исключения рассеянного света.
Земная атмосфера, с одной стороны, действует как фильтр, ослабляющий солнечный свет, а с другой стороны, — как дополнительный источник излучения. Рассеянный земной атмосферой свет воспринимается как около- солнечный ореол, имеющий свое продолжение на диске Солнца. Согласно Т. В. Крат распределение интенсивности в ореоле описывается формулой 0,7 0,8 0,9 г//1 1,0 0,2 о,о 0,1 о,з 0,4 0,5 0,6 1,55 1,50 г «р) 1,30 1,15 2,1 2,1 2,05 1,95 1,85 1,75 1,8 1,9 2,О 1,2 1,3 1,4 1,7 о.ы ( 0,2 0,2 0,15 г «р) 0,45 о,з о,з 0,9 О,5 0,5 Интенсивность ореола на лимбе принята равной 1,0, интенсивность ореола в центре диска в 2,! раза больше.
Для учета поправки б за околосолнечный ореол сначала с помощью второго (передержанного) снимка измеряют интенсивность ореола на лимбе (в процентах по отношению к интенсивности фотосферы в центре солнечного диска). Затем с помощью таблицы для данного удаления гЯ пятна от центра диска находят поправку за ореол Л. Наложение рассеянного света ореола на действительное изображение Солнца приводит к понижению контраста. Пусть истинная относительная интенсивность солнечного пятна есть Х = 1'/1, где 1' и 1 — истинные интенсивности пятна и фотосферы соответ- 319 Г(ф) =Ао+Рае ' где А,, р„а, — постоянные величины, ф — угловое удаление от центра солнечного диска.
Для определения Г (ф) В. Е, Степановым была составлена удобная таблица, входом в которую является удаление г//с от центра диска в долях его радиуса. ственно, и пусть Ь вЂ” интенсивность ореола в области пятна. Тогда наблюдаемая относительная интенсивность Л~ пятна будет равна !. ~+а Х 1, !+Ь' откуда находим (1+ л) Эта формула позволяет исключить рассеянный свет ореола.
Величины Х и Х, тем ближе между собой, чем ближе между собой значения !' и 1 и чем меньше величина Л. Фотометричсские наблюдения рекомендуется проводить при не слишком плотных ореолах, когда величина Л не превышает 1044 в центре солнечного диска. Вторым источником рассеянного света являются атмосферные дрожания, также понижающие контраст деталей. Качество снимка оценивается по шкале, предложенной Н. В. Демидовой и А. Н. Быстровой: 1'.
Совершенно четкие волокна полутени пятна. 2'. Четкость волокон слегка ухудшена. 3', Волокна размыты, но еще различаются. Волокна, входящие в тень, совершенно отчетливы. 3',5. Видны лишь волокна, входящие в тень. 4",О. Исчезает зубчатый характер границы тени и полутени. 5',0 Для небольших пятен уменьшается различие между тенью и полутенью.
Задачи исследований. Фотографии Солнца можно использовать для определения координат деталей, их размеров, формы и относительной интенсивности. Иногда эти данные являются вспомогательным, справочным материалом для выполнения других работ, например, спектральных исследований, а иногда являются исходным материалом для научной работы. Ниже предлагается перечень самых разнообразных исследовательских задач, рекомендуемых для народных обсерваторий. Большой интерес и важное значение имеет проблема движения вещества на Солнце. Эти движения охватывают довольно широкий диапазон характерных размеров и скоростей. Одна и та же деталь, например, пятно, одновременно может участвовать в нескольких видах движений. Исследователь должен выделить каждый вид движения в чистом виде и изучить его особенности.
К числу глобальных движений относятся меридиопальная циркуляция фотосферных и, возможно, подфотосферных слоев, вариации закона вращения Солнца, движения, связанные с 11-летним циклом. Они осуществляются с довольно малыми скоростями, порядка 1 м/с, охватывают все Солнце в целом или отдельно его северное и южное полушария. Для изучения 320 таких движений требуются многолетние наблюдательные данные (десять лет и более). Изучением движений этого вида астрбномы занимаются более ста лет.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
