Ocena brak

Słońce

Autor /Domarat Dodano /14.02.2012

 

Najważniejszą gwiazdą na niebie jest dla nas Słońce, gdyż bez niego nie byłoby życia na Ziemi i dlatego jest rzeczą zdumiewającą, że wielu ludzi nie zna jego drogi w ciągu roku. Zacznijmy od widoczności Słońca w środkowej Europie, dokładniej na 50° szerokości geograficznej północnej. 21 marca i 23 września, a więc na początku wiosny i jesieni, Słońce wschodzi dokładnie na wschodzie i zachodzi dokładnie na zachodzie, a w południe osiąga wysokość 40° nad horyzontem w kierunku południowym.

W tych dniach znajduje się ono dokładnie na równiku niebieskim, którego nachylenie do płaszczyzny horyzontu wynosi dokładnie 90° minus szerokość geograficzna. Ta reguła jest spełniona we wszystkich punktach powierzchni Ziemi. 21 czerwca, w dniu przesilenia letniego, Słońce wschodzi na północnym wschodzie, zachodzi na północnym zachodzie, a wysokość w południe wynosi nachylenie równika plus 23,5°, a więc 63,5°. Wkład 23,5° odpowiada „nachyleniu ekliptyki", inaczej mówiąc, jest to kąt między płaszczyzną równika i płaszczyzną obiegu Ziemi dookoła Słońca.

Odległość punktów wschodu i zachodu Słońca od dokładnego kierunku wschodu ewentualnie zachodu nazywa się również „odległością poranną" lub „wieczorną"; zależą one od szerokości geograficznej. 22 grudnia, czyli w dniu przesilenia zimowego, Słońce wschodzi na południowym wschodzie, a zachodzi na północnym zachodzie, lecz w południe osiąga zaledwie wysokość nachylenia równika minus 23,5°, a zatem 16,5°.

Zrównanie dnia z nocą występuje tylko na początku wiosny i jesieni, i tylko wtedy Słońce znajduje się 12 godzin ponad horyzontem i 12 godzin pod horyzontem. Możliwe są pewne odchylenia od tej zasady, zwłaszcza z powodu refrakcji, czyli załamania promieni słonecznych w atmosferze ziemskiej.

W czasie przesilenia letniego dnie są najdłuższe, a noce najkrótsze, w środkowej Europie dzień trwa wtedy około 16 godzin, a noc około 8. Natomiast w czasie przesilenia zimowego dzień wynosi tylko 8 godzin, a noc 16.

W miarę jak podróżujemy na południe, na każdy stopień szerokości geograficznej wysokość Słońca w południe rośnie o 1°, a tym samym maleje „odległość poranna" i „wieczorna", czyli punkty wschodu i zachodu Słońca są coraz bliższe geograficznym punktom wschodu i zachodu.

Łatwo można obliczyć, że w miejscu o szerokości geograficznej 23,5° (tzn. na zwrotniku północnym czyli zwrotniku Raka) Słońce ma 21 czerwca kulminację w zenicie, a więc w najwyższym punkcie sklepienia niebieskiego, a na początku zimy będzie miało w południe wysokość 43°.

W zupełnie szczególnej sytuacji znajdzie się obserwator na równiku, gdyż obserwowany tam równik niebieski przechodzi dokładnie przez wschód i zachód, a 21 marca i 23 września Słońce ma kulminację w zenicie. Jednak przez cały rok Słońce wschodzi tam i zachodzi na horyzoncie pionowo, zresztą 22 grudnia i 21 czerwca osiąga w południe wysokość tylko 66,5°, 22 grudnia na południu, 21 czerwca na północy, a odległości „wieczorna" i „poranna" wynoszą w tych dniach 23,5°. Przez cały rok jest zrównanie dnia z nocą.

Gdy ze środkowej Europy posuwamy się na północ, wówczas maleje wysokość Słońca w południe o jeden stopień na każdy stopień szerokości geograficznej, a gdy znajdziemy się na szerokości geograficznej północnej 66,5° (północne koło podbiegunowe), to 22 grudnia w południe Słońce znajdzie się dokładnie na horyzoncie na południu, a przez resztę dnia znajduje się pod horyzontem. 21 czerwca jego wysokość w południe wynosi tylko 47° i nie zachodzi przez cały dzień, a o północy znajduje się dokładnie w północnym punkcie horyzontu.

Gdy wreszcie znajdziemy się na północnym biegunie Ziemi, wówczas stwierdzimy, że Słońce zatacza kręgi równoległe do horyzontu; 21 marca i 22 września porusza się ono dokładnie po linii horyzontu, poczynając od 21 marca stopniowo podnosi się po spirali i 21 czerwca osiąga największą wysokość 23,5° nad horyzontem, a potem obniża się po spirali.

Od 21 marca do 22 września trwa dzień polarny, a przez następne półrocze Słońce znajduje się pod horyzontem. Na półkuli południowej Ziemi uwarunkowania są podobne jak na północnej. Słońce wędruje po sklepieniu niebieskim ze wschodu poprzez północ na zachód, a więc nie z lewej w prawo, jak to jest na półkuli północnej, lecz z prawa na lewo. Do tej pory nie uwzględnialiśmy jeszcze zmierzchu.

Gdy Słońce znajduje się 18° poniżej horyzontu, wówczas panuje zupełna ciemność (koniec zmierzchu astronomicznego), gdy znajduje się 12° poniżej horyzontu, widać tylko jaśniejsze gwiazdy (koniec zmierzchu średniego lub żeglarskiego), gdy zaś znajdzie się 6° poniżej horyzontu (koniec zmierzchu cywilnego), wówczas niebo jest jasne na tyle, że możemy zobaczyć gołym okiem najjaśniejsze gwiazdy i planety. Zmierzch lub świt trwa tym krócej, im bliżej równika się znajdujemy, a tym dłużej, im bliżej jest do bieguna ziemskiego.

Pory roku występują w wyniku nachylenia osi ziemskiej względnie równika ziemskiego o 23,5° względem płaszczyzny orbity Ziemi wokół Słońca. Gdyby oś Ziemi była prostopadła do tej płaszczyzny, wówczas na naszej planecie w ogóle nie byłoby pór roku, a na całej Ziemi przez cały rok byłoby zrównanie dnia z nocą, jedynie wysokość Słońca w południe byłaby różna dla różnych szerokości geograficznych.

Zacznijmy od 21 czerwca: w tym czasie półkula północna Ziemi jest trochę pochylona w kierunku Słońca, a półkula południowa trochę odchylona.

Promienie słoneczne padają wtedy w południe bardziej pionowo na półkulę północną, bardziej płasko na południową, a na zwrotniku północnym (zwrotniku Raka) padają wtedy prostopadle. 22 grudnia dzieje się odwrotnie: półkula północna jest trochę odchylona od Słońca, a południowa trochę nachylona do niego i promienie słoneczne padają prostopadle na zwrotnik południowy (zwrotnik Koziorożca). Tak więc na obu półkulach panują przeciwne pory roku: gdy na północnej zaczyna się lato, to na południowej zaczyna się zima i odwrotnie. Na obu biegunach dzień polarny i noc polarna trwają po pół roku. Obliczoną długość nocy zmniejsza zmierzch.

Zmiana pór roku nie ma nic wspólnego ze zmianami odległości Ziemi do Słońca. Wprawdzie orbita Ziemi wokół Słońca jest eliptyczna, lecz spowodowane tym różnice odległości są bardzo niewielkie. Najbliżej Słońca znajdujemy się na początku stycznia (peryhelium) i odległość od niego wynosi wtedy około 147 milionów kilometrów.

Pół roku później, na początku lipca, znajdujemy się najdalej od Słońca (aphelium) i odległość wynosi 152 miliony kilometrów. Ponadto pory roku mają nieco różne długości w wyniku zmiennej prędkości Ziemi w jej ruchu dookoła Słońca: na półkuli północnej lato trwa 93 doby i 14 godzin i jest dłuższe od zimy, która trwa tylko 89 dób i 1 godzinę; na półkuli południowej liczby te trzeba przestawić.

Słońce jest także obiektem godnym uwagi dla lunety. Nawet za pomocą najmniejszej lunety amatorskiej, lub lornetki, możemy przede wszystkim oglądać plamy słoneczne. Tu trzeba ostrzec stanowczo, że nie wolno nam patrzeć bezpośrednio w Słońce.

Istnieją proste metody obserwacji umożliwiające bezpieczne badanie Słońca; opisano je na stronie 270. Średnia odległość Słońca od nas wynosi 149,6 milionów kilometrów, a jego średnica wynosi 1390 000 km i trzeba by ułożyć obok siebie 109 kul ziemskich aby otrzymać średnicę Słońca. Na jego powierzchni panuje temperatura około 5800 K, w obszarze plam słonecznych maleje ona do około 4700 K, a więc na powierzchni Słońca nie ma w ogóle zimnych miejsc.

Wielkie plamy można obserwować nawet przez lornetkę, a za pomocą lunety o średnicy obiektywu od 5 do 8 cm można zaplanować na wiele lat urozmaicone obserwacje gdyż plamy słoneczne nigdy nie występują z jednakową częstością: powstają one, rozwijają się i znikają.

W przeciągu kilku dni możemy się zorientować, że przesuwają się one systematycznie na tarczy słonecznej ze wschodu na zachód, co wynika z obrotu Słońca: Słońce obraca się wokół swojej osi w ciągu 25 dób. Jednak przy obserwacji z Ziemi ten obrót wydaje się wydłużony do 27 dób, gdyż Ziemia obraca się wokół Słońca w tym samym kierunku, w którym ono obraca się wokół swojej osi.

Tak więc długo żyjące plamy słoneczne można obserwować podczas kilku obrotów: wynurzają się one na krawędzi wschodniej, po około 13 dobach znikają na krawędzi zachodniej, aby po dalszych dwóch tygodniach pojawić się znowu na wschodzie.

Na ogół plamy słoneczne trwają tylko kilka dni lub tygodni, a w tym czasie widzimy wyraźnie zmiany ich kształtu i wielkości. Na ogół plamy zbierają się w grupy, czasem bardzo szerokie, a ich długość znacznie przekracza 100000 km. Największe grupy plam słonecznych można zobaczyć nawet bez powiększenia (przez przyciemnioną szybkę). Wielka plama słoneczna ma w środku ciemne jądro (cień) otoczone mniej ciemną obwódką (półcień).

Większe grupy plam słonecznych mogą zawierać tuziny poszczególnych plam, a najobszerniejsze grupy plam zawierają liczne jądra otoczone ogromnymi obwódkami. Można podjąć próby rysowania plam słonecznych w trakcie ich rozwoju. Aktualną aktywność słoneczną można nawet ująć liczbowo wprowadziwszy tak zwaną liczbę Wolfa zależną od liczby plam słonecznych.

Wprawdzie istnieją jeszcze inne możliwości liczbowego przedstawienia aktywności słonecznej, jednak początkującym najłatwiej jest ustalić liczbę plam, a ponadto liczba Wolfa jest przyjęta od dawna przez fachowych obserwatorów.

W celu określenia tej liczby trzeba najpierw ustalić liczbę grup plam i pomnożyć ją przez 10. Do wyniku dodaje się liczbę wszystkich widocznych poszczególnych plam w każdej grupie. Ponadto za grupę uważa się pojedynczą oddzielną plamę. Tak więc liczba Wolfa R = 10 x liczba grup + liczba plam.

W wyniku obserwacji Słońca przez wiele lat, a nawet dziesięcioleci, ustalono okresowość występowania plam średnio co 11 lat; na przykład maksimum wystąpiło w 1979 r. (ostatnie w 1990 r.). W sąsiedztwie plam słonecznych występują pochodnie słoneczne - przegrzane obszary o temperaturze około 7300 K lub wyższej, zwykłą lunetą obserwujemy je zresztą tylko w pobliżu krawędzi tarczy słonecznej.

Przy spokojnym powietrzu i pracy z niezbyt małą lunetą amatorską dostrzegamy ponadto, że cała tarcza słoneczna pokryta jest siatką przypominającą ziarna, a zjawisko to nazywa się granulacją. Tłumaczy się je kipieniem bliskich powierzchni warstw Słońca. Każde „ziarno" (granula) ma średnicę wieluset kilometrów. Szczególnie efektownie wygląda zaćmienie Słońca.

Nawet zaćmienie częściowe stanowi godne uwagi wydarzenie astronomiczne, gdyż podczas obserwacji przez lunetę widzimy przy tej okazji krawędź czarnej tarczy Księżyca w nowiu nie w postaci koła, lecz z wypukłościami i wklęsłościami. Jest to spowodowane rzeźbą terenu Księżyca, która pokazuje wtedy swój czarny kontur.

O wiele ciekawsze jest jednak zaćmienie całkowite. Robi się wtedy tak ciemno, że pojawiają się na niebie gwiazdy, a wokół całkowicie zaćmionego Słońca ukazuje się korona - skrajna gazowa warstwa o temperaturze od 1 do 3 milionów stopni.

Bliżej krawędzi Słońca podczas całkowitego zaćmienia widać ponadto czerwonawe twory, tak zwane protuberancje. Są to obłoki gazu unoszące się z dużą prędkością ponad powierzchnię Słońca, które na ogół opadają z powrotem. Obecnie możemy oglądać koronę słoneczną i protuberancje w dowolnym czasie, a więc nie tylko podczas całkowitego zaćmienia.

Dzięki specjalnemu wyposażeniu jest to możliwe nawet środkami amatorskimi, jednak początkujący nie powinni się w to angażować, gdyż wystarczy im zajęcia z obserwacją plam i pochodni słonecznych.

Ktoś, kto zabierze się za określanie liczby Wolfa - a można to wykonać w ciągu jednego bezchmurnego dnia - może nanieść swoje wyniki na wykres i na podstawie nasilenia i spadku aktywności słonecznej śledzić „wykres jego gorączki". Najpierw można nanieść poszczególne wartości dzienne, a potem z danych miesiąca obliczyć średnie miesięczne.

W dłuższych przedziałach czasowych można obliczyć również średnie roczne i powoływać się na nie jako na ostateczne wyniki prywatnej statystyki oceny czasów maksimów i minimów występowania plam słonecznych. Śledzenie plam słonecznych zalicza się do najpiękniejszych i najciekawszych obserwacji dla amatora.

Podobne prace

Do góry