Определение координат и площадей пятен и факелов

Перед Вами зарисованный или сфотографированный диск Солнца с пятнами, факелами и отмеченной суточной параллелью. Ваша задача - определить гелиографические координаты пятен и факелов. Проделаем это на примере наблюдений 16 мая 1989 г. (рис. 21).

Солнце, как и наша Земля, вращается вокруг своей оси, и для него принята своя координатная сетка с широтой, отсчитываемой от экватора (0-90°), и долготой, отсчитываемой от некоторой условной точки (0-360Å) с востока на запад. Для Солнца существует понятие "центральный меридиан", т. е. меридиан, проходящий в данный момент через центр видимого диска Солнца.

Рис. 21. Зарисовка Солнца, нанесенная на координатную сетку

Так как Земля вращается вокруг Солнца, а ось вращения Солнца не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, мы видим полюса Солнца в разных точках солнечного диска. Иногда виден только северный полюс, иногда только южный. При этом солнечный экватор проходит южнее центра солнечного диска или севернее его. Расстояние в гелиографических градусах между экватором и центром диска вдоль центрального меридиана (гелиографическая широта центра диска) обозначается В₀. Вторая важная величина для определения координатной сетки на видимом диске Солнца - это угол между направлением экватора и суточной параллелью (угол Р) на каждый день. Угол Р положителен, если восточный край суточной параллели находится к северу от экватора, и отрицателен, если восточный край суточной параллели расположен к югу от экватора (см. рис. 20, в). Зная Р и В₀, вы можете определить гелиографическую широту объекта и расстояние его от центрального меридиана. Долгота центрального меридиана в момент наблюдения L₀ (гелиографическая долгота) - третья необходимая величина для полного определения координат.

Величины Р, В₀ и L₀ на 0 часов Всемирного времени каждого дня даются в эфемеридах^* для физических наблюдений Солнца в Астрономическом Ежегоднике СССР и в других справочниках. В Приложении к книге дан пример таблицы. Итак, вы должны определить по таблицам три величины для даты ваших наблюдений: Р, В₀, L₀. P и В₀ мало меняются за сутки и часто можно брать табличное значение. Величину В₀ надо получить интерполяцией L₀ на время Ваших наблюдений. Не забудьте при этом о разнице поясного и Всемирного времени. Величина В_о меняется примерно от +7 до -7°. Поэтому, если Вас устраивает точность определения координат в 1 (гелиографический градус), можно пользоваться набором координатных сеток (8 штук), построенных для разных В₀ В_о = 0, ±1, ±2,.. ±7 ). Такие сетки даны в Приложении. Перефотографировав их и напечатав на широкую пленку в нужном вам масштабе, вы облегчите себе работу по определению координат пятен. Не забывайте при этом, что зимой Солнце больше, чем летом.

Предположим, вы нашли, что для наблюдений 16 мая 1989 г. Р = -20,72, В₀=-2.53, L₀= 127,58°. Время ваших наблюдений Т=8 ч 30 мин по Московскому времени.

Во-первых, выберем нужную координатную сетку. Округлим В₀ до целого числа градусов: В₀= 3. Берем сетку с этим В₀. Теперь как наложить эту сетку на нашу зарисовку диска? Для этого надо определить направление центрального меридиана или экватора с помощью известного из наблюдений направления суточной параллели и взятого из таблиц угла Р. Здесь важно не ошибиться в знаке. Как вы помните, при Р>0 восточный край суточной параллели проходит с севера от экватора. В нашем случае Р<0. Это значит, что восточный край суточной параллели должен быть южнее экватора. Значит, мы должны построить угол Р с вершиной в центре диска Солнца. Одна сторона этого угла восточная часть суточной параллели, а вторую сторону надо направить в сторону N-полусферы. Это будет направление солнечного экватора. Когда известен экватор, на наше изображение Солнца можно наложить сетку с соответствующим данному дню значением В₀(В₀= -3 ).

Определить широту и расстояние от центрального меридиана каждого пятна теперь не представляет большого труда. Надо только правильно отсчитать градусы. Обычно круги широты на сетках проведены через 10 . Между этими линиями необходимое число градусов надо найти интерполяцией. Меридианы же на разных сетках могут быть проведены или через 10°, или через 13,5° (это угол, на который Солнце поворачивается за одни сутки). Поэтому прежде чем начать работать с координатной сеткой, определите, какая она. На рис. 20 на зарисовку Солнца 16 мая 1989 г. наложена сетка, у которой меридианы и параллели нанесены через 10°.

Сбоку отмечено положение экватора и суточной параллели. В табл. 4. приведены координаты всех пятен: φ - широта, λ - расстояние от центрального меридиана, L-долготы пятен в кэррингтоновской системе. Числа последнего столбца получены следующим образом. Мы выше определили долготу центрального меридиана в 0^h Всемирного времени L₀= 127,58°. В 0^h 17 мая L₀ = 114,35°, т. е. за сутки L₀ уменьшилось на ΔL= 13,23°. Отсюда легко найти долготу центрального меридиана в момент наблюдений. Не забудьте при этом перейти от московского времени к всемирному. Для летнего времени разница между московским и всемирным временем 4 часа, а для зимнего - 3 часа. Так как рассматриваемые нами наблюдения проводились в мае (летнее время) в 8^h30^m. Всемирное время для этого момента 4^h30^m, что составляет 0,19 в долях суток. Отсюда можно найти L_H в момент наблюдений

Так как долготы растут с востока на запад, для пятен в восточной полусфере мы должны из Lu вычесть их расстояния до центрального меридиана, а для пятен в западной полусфере сложить L_H с расстоянием от центрального меридиана. В табл. 4 приведены координаты основных пятен, наблюдавшихся 16 мая 1989 г. и представленных на рис. 20. Полученная величина L называется еще Кэррингтоновской долготой.

Таблица 4