Miłośnikom astronomii trudno polemizować z zawodowymi astronomami 
na tematy związane z teoriami fizyki słonecznej. Większość astronomów jednak 
nie ukrywa, że dane przez nas zbierane są nie tylko materiałem naukowym, 
lecz także jednym ze źródeł informacji o długofalowych zmianach aktywności Słońca.

Krzysztof Szatkowski

Bliskie i jasne Słońce stanowi bardzo wygodny obiekt do obserwacji. Jego obecność jest tak oczywista, że wielu miłośników astronomii ignoruje je poświęcając się badaniom odległych obiektów nieba nocnego. Jednym z przejawów aktywności słonecznej są plamy. Łatwe do zaobserwowania, są najdawniej używanym wskaźnikiem aktywności słonecznej.

Również w Polsce prowadzi się obserwacje plam słonecznych. Początkowo w latach 1615-18, ale też i później, wiele czasu poświęcił im Heweliusz z Gdańska. Sporadycznie obserwowano Słońce w Wilnie i w Krakowie. Systematyczne badania Słońca, w tym i plam słonecznych, rozpoczęto dopiero w 1951 r. we Wrocławiu. Początkowo wizualnie, 8-centymetrowym refraktorem, potem przez parę lat fotograficznie, 30-centymetrowym poziomym reflektorem i celostatem. W miarę rozwoju bazy instrumentalnej, rozpoczęto w latach 50. fotografowanie protuberancji za pomocą refraktora zaopatrzonego w filtr Lyota, a w latach 70. otrzymano wielki koronograf z obiektywem półmetrowej średnicy. W specjalnie zbudowanym pawilonie filii wrocławskiego obserwatorium w Białkowie umieszczono ten instrument pozwalający na badanie widmowe protuberancji, rozbłysków i innych zjawisk na Słońcu.

Niedostatki liczby wolfa

Większość prac nad związkami aktywności Słońca z tym, co dzieje się na Ziemi, opierała się i w dalszym ciągu opiera na liczbie Wolfa. Skoro liczby te łatwo otrzymać i skoro niosą one ciekawe informacje, nic dziwnego, że i w Polsce z entuzjazmem liczni miłośnicy astronomii zajmują się ich wyznaczaniem. Na apel o prowadzenie systematycznych obserwacji Słońca, ogłoszony przez prof. Jana Mergentalera w miesięczniku „URANIA”, odpowiedział pan Wacław Szymański z Dąbrowy Górniczej. Z czasem osiągnął on profesjonalizm w tej dziedzinie. Na początku lat 60. w Żarkach Letnisku (niewielkiej miejscowości pod Częstochową) pan Szymański zbudował prywatne obserwatorium astronomiczne. Byłoby to wszystko tylko ciekawym hobby, gdyby nie dociekliwość dąbrowskiego obserwatora Słońca, który wgłębiając się w osiągnięcia współczesnej astronomii przekonał się, że stosowane w świecie metody pomiaru aktywności plamotwórczej Słońca nie są w pełni dokładne. Stopień nasilenia plam na Słońcu wyraża się za pomocą tzw. liczby Wolfa, wprowadzonej przez szwajcarskiego astronoma. Analizując sposób obliczania tzw. liczb zuryskich, publikowanych przez szwajcarskie obserwatorium, pan Szymański doszedł do wniosku, że nie są one zupełnie dokładne, gdyż na wyniki wpływają same warunki obserwacji oraz rodzaj używanego sprzętu. Konieczne jest więc stosowanie specjalnego współczynnika niwelującego te różnice. Opracowana przez pana Szymańskiego i przedstawiona w czasopismach naukowych nowa metoda obliczania liczby Wolfa, eliminuje te niedostatki. Warunkiem jest wykonywanie obserwacji sprzętem o zbliżonych parametrach oraz współpraca całej grupy obserwatorów działających w różnych miejscowościach.

W celu skupienia tych wszystkich, których interesują obserwacje Słońca, w 1974 roku powstała, w ramach Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, Centralna Sekcja Obserwatorów Słońca, która w 1981 r. została przekształcona w samodzielną organizację pod nazwą Towarzystwo Obserwatorów Słońca (TOS). Stowarzyszenie to, posiadające osobowość prawną, figuruje jako trzecie towarzystwo astronomiczne w Polsce. Obecnym koordynatorem TOS jest Piotr Urbański z Żychlina (woj. łódzkie).

Zmiany aktywności słonecznej wywołują różne zjawiska w górnej warstwie atmosfery ziemskiej, powodując m.in. zaburzenia w ziemskim magnetyzmie, zakłócając rozchodzenie się fal radiowych, wywołując świecenie zórz polarnych. Istnieje ścisły związek między tymi procesami a różnymi zjawiskami w przyrodzie, jak np.: rozmnażaniem szkodników leśnych, nasileniem niektórych chorób zakaźnych, rozwojem chorób psychosomatycznych. Jak widać, obserwacje plam słonecznych nie są oderwanym od rzeczywistości hobby, lecz zajęciem niezwykle potrzebnym. Miłośnikom astronomii trudno polemizować z zawodowymi astronomami na tematy związane z teoriami fizyki słonecznej. Większość astronomów jednak nie ukrywa, że dane przez nas zbierane są nie tylko materiałem naukowym, lecz także jednym ze źródeł informacji o długofalowych zmianach aktywności Słońca.

Pochodne i granule

Swoje pierwsze obserwacje Słońca rozpocząłem w roku 1993. Był to okres kiedy powoli dobiegał końca 22. cykl aktywności słonecznej. (Rmax – 1989 – R=160,8, Rmin – 1996 – R=8,9). Istnieje wiele zjawisk fotosferycznych widocznych w świetle białym, które może obserwować każdy miłośnik astronomii. Obserwacje Słońca prowadzę za pomocą tzw. ekranu słonecznego, umieszczonego w odpowiedniej odległości za okularem. Przy tym sposobie luneta (teleskop) zaopatrzona jest w pręt, do którego przymocowany jest ekran (kawałek tektury lub innego materiału o białym kolorze). Prowadzenie obserwacji Słońca na wysokim poziomie wymaga od obserwatora ciągłego monitoringu wyników własnych obserwacji w celu wyeliminowania zaistniałych niedociągnięć.

Co można dostrzec na Słońcu za pomocą 65-milimetrowej lunety? Są to plamy słoneczne, widzialne czasami nawet gołym okiem, pochodnie (jaśniejsze niż fotosfera) oraz granule, przypominające gotujące się ziarna ryżu. W dużych plamach rozróżnić można na ogół czarny cień otoczony jaśniejszym półcieniem. Wskutek kontrastu z oślepiająco jasną fotosferą plamy wydają się bardzo ciemne, jednak w rzeczywistości świecą one jasno, gdyż temperatura ich jest wysoka (4300 – 4700 K).
Plamy często osiągają rozmiary kątowe ok. 2’, tj. 90 tys. km (a więc 7 razy większe od średnicy Ziemi). Przemieszczają się ze wschodniego brzegu Słońca ku zachodniemu, ujawniając tym samym obrót Słońca dookoła jego osi. Liczba plam, jak również względna wielkość zajmowanej przez nie powierzchni, stanowi charakterystykę aktywności słonecznej.

Granule – bardzo nietrwałe twory świetlne, kształtu owalnego, pokrywają całą fotosferę jak gdyby ziarnistą siatką (granulacja). Przeciętnie mają 100 km. Temperatura granul jest średnio około 200 K wyższa od średniej temperatury fotosfery, a ich jasność – ok. 30 proc. większa. Pochodnie mają postać włókien różnego kształtu, około 1,5 razy jaśniejszych niż fotosfera. Dobrze widoczne są blisko brzegu tarczy, są też widoczne doskonale w świetle białym.

Pochodnie znajdują się ponad granulami i zazwyczaj otaczają plamy. Można też je zauważyć poza plamami, co następuje przed tworzeniem się lub po zniknięciu plam w tej okolicy. Plamy, pochodnie i pola pochodni stanowią obszary zwiększonej aktywności słonecznej i podlegają prawu 11-letniej okresowości.

Ruchome plamy

Na podstawie ruchu plam słonecznych oraz obserwacji innych szczegółów powierzchni Słońca stwierdzono, że Słońce nie obraca się jak ciało sztywne. Poszczególne fragmenty jego powierzchni poruszają się z różną prędkością. Najszybszy jest obrót w strefie równikowej i wynosi 25d,38. Na szerokości 15 czas pełnego obrotu wynosi 25d,50, na szerokości 30 - 26d,53, na szerokości 60 - 31d,0, a w pobliżu bieguna ok. 35d,0. W 1844 roku S. Schwabe, niemiecki miłośnik astronomii, aptekarz, odkrył periodyczność występowania plam na Słońcu. Średnio co 11 lat występuje maksimum liczby plam słonecznych. Odstępy czasu pomiędzy kolejnymi maksimami wynoszą od 7,3 do 17,1 lat. Już dawno stwierdzono, że plamy nie pojawiają się na całej powierzchni Słońca. Na początku każdego nowego cyklu plamy pojawiają się często parami po obu stronach równika, na szerokościach heliograficznych ok. 35, przy czym na północnej półkuli Słońca pierwsza z plam każdej pary jest plamą z biegunem magnetycznym północnym, a druga z południowym. Plamy każdego rozpoczynającego się jedenastoletniego cyklu dostrzegamy najpierw z dala od równika. Ze wzrostem liczby plam zbliżają się one ku równikowi (prawo Sp?rera) nie przekraczając jednak na ogół ± 6 szerokości heliograficznej. W pobliżu minimum plamy zanikają. Największa ich liczba pojawia się koło ± 16. W następnym cyklu plamy znowu rozkładają się w pasie ± 35 szerokości heliograficznej. Zatem można zauważyć, że pełny okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 22 lat (cykl magnetyczny).

Pojawienie się grup plam słonecznych jest związane ze zjawiskiem pochodni, rozbłysków. Rozwój tych zjawisk ma różne tempo i różną aktywność dla każdego obszaru. Plama rozwija się w obszarze pomiędzy granulami. Dokładny czas jej powstania jest trudny do podania. Bardzo duże plamy powodują pewne problemy w wyznaczaniu liczby Wolfa. Zdarza się, że półcień zawiera wiele cieni.

Wykonana obserwacja Słońca wymaga opracowania na odpowiednim arkuszu sprawozdawczym. Podaje się tu czas obserwacji (UT), liczbę Wolfa, R=k (10 g + f), gdzie g jest liczbą grup plam słonecznych na Słońcu a f całkowitą liczbą plam we wszystkich grupach. W arkuszu znajduje się wartość kwalifikacyjna CV – liczba z zakresu od 1 do 60 przyporządkowana każdej odrębnej klasie wg systemu McIntosha. Czynnik CV jest powiązany z zaawansowaniem aktywności plamotwórczej samej grupy i jego wyznaczenie pokazuje wysokie powiązanie z innymi współczynnikami aktywności Słońca.

Widoczność podczas obserwacji to bardzo ważny czynnik, który bezpośrednio wpływa na jakość obrazu tarczy słonecznej. Tutaj kieruję się określeniem ostrości obrazu (widoczność struktury granulacji).

Określając powierzchnię grup plam słonecznych posługuję się specjalnym do tych celów szablonem. Są to zestawy kółek, gdzie średnica szkicu plamy 5 mm na ekranie o średnicy 200 mm (tarcza słoneczna) odpowiada 625 mln km2. Raport z miesięcznych obserwacji zawiera także dzienną liczbę z nasilenia pochodni fotosferycznych. Nasilenie pochodni fotosferycznych F określa się osobno dla każdej z czterech ćwiartek tarczy Słońca, otrzymanych z przecięcia równika i południka środkowego. Jest to specjalna skala świadcząca o pokryciu danej ćwiartki przez ilość pochodni.

Bardzo ważne są pomiary heliograficznych pozycji plam słonecznych, pochodni itp., które zapewniają informacje o tym, co i gdzie pojawia się na Słońcu. Używając lunety z montażem paralaktycznym lub azymutalnym można prowadzić te pomiary, stanowiące jedną z dłuższych części codziennych obserwacji.

Wspaniała różnorodność

Wyznaczanie pozycji plam ma wiele zalet. Znając położenie danej grupy można ją zidentyfikować następnego dnia albo w ciągu kolejnego obrotu Słońca. Stosuje się do tego szkic obserwacyjny, który wykorzystywany jest do określania pozycji plam przy użyciu skonstruowanych do tego siatek ortograficznych lub wykonuje się to bardziej wyszukaną metodą komputerową.

Oprócz metody projekcji okularowej stosuję także do obserwacji bardzo ciemne (słoneczne) filtry okularowe, a od ponad roku specjalny filtr obiektywowy o nazwie Mylar. Jest to cienka i bardzo delikatna folia, pokryta warstwą aluminium. Przepuszcza od 0,1 do 0,01 proc. światła słonecznego. Zapobiega to nagrzewaniu się optyki i redukuje w znacznym stopniu działanie promieniowania UV. Folię Mylar nakładam na otwór wejściowy teleskopu. Zastosowanie tego filtra umożliwia mi obserwację Słońca przy użyciu różnych powiększeń. Obraz widziany w okularze teleskopu prezentuje wspaniałą różnorodność tworów fotosfery.

Dzięki zastosowaniu tego filtra możliwa staje się bardziej szczegółowa obserwacja granulacji. Pochodnie fotosferyczne dostrzec można na ok. 60 proc. powierzchni tarczy słonecznej. Jednak najbardziej absorbuje oko potęga i struktura plam słonecznych. Wykorzystanie filtru Mylar umożliwia obserwacje takich struktur, jak świetlne mosty (tzw. Light Bridges), które przechodzą nad plamami. Powoduje to złudzenie, że plama dzieli się na dwie części lub że półcień oddziela się od umbry. Filtr Mylar daje również możliwość obserwacji tak rzadkich zjawisk, jak wewnętrzne jasne pierścienie występujące w plamach z półcieniami oraz fragmenty powierzchni wolne od granulacji.

Mając do dyspozycji jakikolwiek sprzęt optyczny (luneta, teleskop), można się pokusić o prowadzenie obserwacji naszej gwiazdy dziennej.

Każdego dnia na jej powierzchni zachodzą zmiany świadczące o jej aktywności. Wykorzystując opisane metody i filtry można przyczynić się w znaczny sposób do poznania procesów zachodzących na Słońcu, a co za tym idzie, uczestniczyć w badaniach, które są zajęciem niezwykle potrzebnym.

Sol omnia regit, Słońce wszystkim rządzi – te słowa Mikołaja Kopernika, widniejące u wejścia do obserwatorium słonecznego w Żarkach Letnisku, stały się dewizą obserwatorów Słońca. Fascynująca zagadka wpływu Słońca na życie na Ziemi ma swoich wiernych oddanych pasjonatów.

Uwagi.